ประเภท ประเภท และการจำแนกทั่วไปของดาวแปรแสง ดาวแปรผัน

26.09.2019

ภายใต้ ดาวแปรแสงที่ปะทุเราหมายถึงดาวฤกษ์ที่เปลี่ยนความสว่างเนื่องจากกระบวนการที่ทำงานอยู่และแสงแฟลร์ที่เกิดขึ้นในบริเวณโครโมสเฟียร์และโคโรนาล การเปลี่ยนแปลงความสว่างมักจะมาพร้อมกับการก่อตัวหรือการผลักออกของเปลือกนอกที่ขยายออกไป การไหลออกของสสารในรูปของลมดาวฤกษ์ที่มีความเข้มแปรผัน และ/หรืออันตรกิริยากับตัวกลางระหว่างดาวที่อยู่รอบๆ

การรีเซ็ตเปลือกดาว เนื่องจากขนาดของจุดสะท้อนแสงเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว ความสว่างที่ปรากฏของดาวจึงเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วเช่นกัน แต่เมื่อเวลาผ่านไป เมื่อเมฆฝุ่นหายไป ความสว่างก็จะลดลงอีกครั้ง

แบ่งออกเป็นประเภท:

FU คือตัวแปรกลุ่มดาวนายพรานประเภท FU Orion (FU Ori) มีลักษณะพิเศษคือความสว่างเพิ่มขึ้นประมาณ 5-6 เมตร ซึ่งกินเวลานานหลายเดือน หลังจากนั้นความสว่างจะคงที่ ในระดับสูงสุด บางครั้งความสว่างคงอยู่เป็นเวลาหลายสิบปี และบางครั้งก็ลดลงอย่างช้าๆ 1-2 เมตร ระดับสเปกตรัมที่มีความสว่างสูงสุดอยู่ภายในขอบเขตของ Aea-Gpea
หลังจากเกิดแสงแฟลร์ จะค่อยๆ พัฒนาการปล่อยก๊าซเรือนกระจกในสเปกตรัม ซึ่งต่อมาจะเกิดขึ้นในภายหลัง บางทีตัวแปรเหล่านี้อาจเป็นลักษณะหนึ่งของขั้นตอนในการวิวัฒนาการของตัวแปรกลุ่มดาวนายพรานประเภท T Tauri (INT) เนื่องจากหนึ่งในตัวแปรเหล่านี้ (V1057 Cyg) แสดงแสงแฟลร์ที่คล้ายกัน แต่ความสว่างลดลง (2.5 เมตรใน 11 ปี) เริ่มต้นขึ้น ทันทีหลังจากถึงจุดสูงสุดแล้ว ตัวแปร FU Ori ที่ทราบในปัจจุบันทั้งหมดเกี่ยวข้องกับเนบิวลาสะท้อนของดาวหาง
GCAS เป็นตัวแปรที่ผิดปกติแบบปะทุของประเภท (แกมมา) แคสสิโอเปีย ((แกมมา) Cas) ดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวอย่างรวดเร็วในระดับสเปกตรัม Be III - V; โดดเด่นด้วยการไหลของสสารในเขตเส้นศูนย์สูตร การก่อตัวของวงแหวนหรือจานเส้นศูนย์สูตรเกิดขึ้นพร้อมกับความสว่างของดาวฤกษ์ที่อ่อนลงชั่วคราว ความกว้างของการเปลี่ยนแปลงความสว่างสามารถเข้าถึง l.5m V.
ฉัน—มีการศึกษาตัวแปรที่ผิดปกติไม่ดีนัก ซึ่งไม่ทราบความแปรผันของความสว่างและประเภทสเปกตรัม กลุ่มวัตถุที่หลากหลายมาก
IA ได้รับการศึกษาตัวแปรที่ผิดปกติของคลาสสเปกตรัมช่วงแรกๆ (O-A) ในระดับต่ำ
IB ได้รับการศึกษาตัวแปรที่ผิดปกติของคลาสสเปกตรัมระดับกลาง (F-G) และช่วงปลาย (K-M) ในระดับต่ำ
IN คือตัวแปร Orion ตัวแปรปะทุที่ผิดปกติที่เกี่ยวข้องกับเนบิวลากระจายแสงและความมืดหรือสังเกตได้ในบริเวณของเนบิวลาดังกล่าว บางส่วนอาจแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างแบบวนรอบที่เกี่ยวข้องกับการหมุนตามแนวแกน ในแผนภาพ สเปกตรัมและความส่องสว่างจะอยู่ในภูมิภาคของแถบลำดับหลักและในภูมิภาคของยักษ์ใหญ่ย่อย เห็นได้ชัดว่าวัตถุอายุน้อยซึ่งในระหว่างการวิวัฒนาการต่อไป จะกลายเป็นดาวฤกษ์ที่มีลำดับความสว่างคงที่เริ่มต้นหลัก ขีดจำกัดของการเปลี่ยนแปลงความเงาอาจมีค่าหลายค่า ถ้าดาวดวงหนึ่งมีการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างรวดเร็ว (มากถึง 1 เมตรต่อ l-10d) สัญลักษณ์ประเภทนั้นจะมีสัญลักษณ์ S(INS) ประกอบอยู่ด้วย แบ่งออกเป็นประเภทย่อยดังต่อไปนี้:
- INA คือตัวแปรกลุ่มดาวนายพรานของคลาสสเปกตรัมยุคแรกๆ BA หรือ Ae มีลักษณะพิเศษคือความสว่างที่ลดลงคล้ายอัลกอล (T Ori) ที่สังเกตได้เป็นครั้งคราว
- INB - ตัวแปรกลุ่มดาวนายพรานของคลาสสเปกตรัมระดับกลางและตอนปลาย F-M หรือ Fe-Me (VN Ser, AN Ori) ดาวประเภท F อาจแสดงการหรี่แสงเหมือนอัลกอล เช่นเดียวกับดาวประเภทย่อย INA ดาวฤกษ์ประเภท K-M พร้อมด้วยการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่ผิดปกติอาจพบแสงแฟลร์
- INT - ตัวแปร Orion ประเภท T Tauri (T Tau) พวกมันอยู่ในประเภทนี้ตามลักษณะต่อไปนี้ (เฉพาะสเปกตรัม) ประเภทสเปกตรัมมีอยู่ภายใน Fe-Me สเปกตรัมของดาวฤกษ์ทั่วๆ ไปมีลักษณะคล้ายกับสเปกตรัมของโครโมสเฟียร์สุริยะ คุณลักษณะเฉพาะของประเภทนี้คือการมีเส้นเปล่งแสงฟลูออเรสเซนต์ Fel (lambda)(lambda) 4046, 4132 (รุนแรงผิดปกติในดาวเหล่านี้) เส้นเปล่งแสง [ S II ] และ [ OI ] รวมถึงเส้นดูดกลืน Li I ( lambda) 6707 ตัวแปรเหล่านี้มักพบเห็นได้เฉพาะในเนบิวลากระจายเท่านั้น หากไม่เห็นการเชื่อมต่อกับเนบิวลา สามารถละเว้นตัวอักษร N ในสัญลักษณ์ประเภทได้ - IT (RW Aur)
- IN(YY) — ในสเปกตรัมของตัวแปรนายพรานบางตัว (YY Ori) องค์ประกอบที่มืดจะถูกสังเกตบนด้านความยาวคลื่นยาวของเส้นเปล่งแสง ซึ่งบ่งบอกถึงการตกลงของสสารลงบนพื้นผิวดาวฤกษ์ ในกรณีนี้ สัญลักษณ์ประเภทอาจต่อท้ายด้วยสัญลักษณ์ YY ที่อยู่ในวงเล็บ
IS เป็นตัวแปรที่ผิดปกติอย่างรวดเร็วซึ่งไม่เกี่ยวข้องกับเนบิวลากระจายอย่างชัดเจนและแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่าง 0.5-1.0 เมตรในเวลาหลายชั่วโมงหรือหลายวัน ไม่มีขอบเขตที่ชัดเจนระหว่างตัวแปรแบบไม่ปกติเร็วกับตัวแปร Orion
หากสังเกตเห็นการผิดปกติอย่างรวดเร็วในบริเวณเนบิวลากระจายมันเป็นของตัวแปร Orion และถูกกำหนดโดยสัญลักษณ์ INS ตัวแปรควรจัดประเภทเป็นประเภท IS ด้วยความระมัดระวังเป็นอย่างยิ่งหลังจากตรวจสอบให้แน่ใจว่าการเปลี่ยนแปลงความสว่างนั้นถูกต้องเท่านั้น ไม่เป็นระยะจริงๆ ดาวหลายดวงที่ได้รับมอบหมายให้เป็นประเภทนี้ใน GCVS รุ่นที่สามกลายเป็นระบบดาวคู่ที่บดบัง ตัวแปรประเภท RR Lyr และแม้แต่วัตถุนอกกาแลคซีประเภท BL Lac
- ISA - คลาสสเปกตรัมในช่วงต้นที่ผิดปกติอย่างรวดเร็ว B-A หรือ Ae
- ISB เป็นการผิดปกติอย่างรวดเร็วของสเปกตรัมระดับกลางและปลาย F-M หรือ Fe-Me
RCB—ตัวแปรประเภท R Northern Crown (R СгВ) ดาวฤกษ์ที่มีไฮโดรเจนต่ำ มีคาร์บอนและฮีเลียมมาก มีความส่องสว่างสูงในระดับสเปกตรัม Bpe-R ซึ่งมีทั้งการปะทุและการเต้นเป็นจังหวะ มีลักษณะพิเศษคือการหรี่แสงลงอย่างช้าๆ แบบไม่เป็นระยะ โดยมีแอมพลิจูดตั้งแต่ 1 ถึง 9m V ซึ่งกินเวลาตั้งแต่หลายสิบถึงหลายร้อยวัน การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ถูกทับด้วยการเต้นเป็นจังหวะแบบวนรอบซึ่งมีแอมพลิจูดสูงถึงหลายสิบของขนาดและคาบตั้งแต่ 30 ถึง 100d
RS เป็นตัวแปรปะทุของประเภท RS Canes Venatici สำหรับประเภทนี้ เราได้รวมระบบไบนารีแบบปิดที่มีการแผ่รังสี H และ K Ca II ไว้ในสเปกตรัม ส่วนประกอบซึ่งมีกิจกรรมของโครโมสเฟียร์เพิ่มขึ้น ทำให้เกิดความแปรปรวนกึ่งช่วงของความสว่างด้วยระยะเวลาใกล้กับวงโคจรและแอมพลิจูดที่แปรผัน โดยปกติ ถึง 0.2m V (UX อารีย์) แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ ในเวลาเดียวกัน พวกมันกำลังหมุนตัวแปร และ RS CVn เองก็เป็นระบบคราสเช่นกัน (ดูด้านล่าง)
SDOR—ตัวแปรประเภท S Dorado (S Dor) ดาวปะทุที่มีความส่องสว่างสูงในระดับสเปกตรัม Bpeq-Fpeq ซึ่งแสดงการแปรผันของความสว่างที่ผิดปกติ (บางครั้งก็เป็นวงกลม) ด้วยแอมพลิจูดตั้งแต่ 1 ม. ถึง 7 ม. V โดยทั่วไปแล้วจะเป็นดาวสีน้ำเงินที่สว่างที่สุดในกาแลคซีที่พวกมันถูกสำรวจ ตามกฎแล้ว พวกมันเกี่ยวข้องกับเนบิวลากระจายและถูกล้อมรอบด้วยเปลือกที่ขยายตัว (P Cyg, (eta) Car)
ตัวแปร UV- eruptive ของประเภท UV Ceti (UV Cet) ดาวประเภทสเปกตรัม KVe-MVe; บางครั้งอาจเกิดแสงแฟลร์ที่มีแอมพลิจูดตั้งแต่หลายสิบถึง 6 เมตร V ซึ่งมากกว่ามากในย่านรังสีอัลตราไวโอเลตของสเปกตรัม ความสว่างสูงสุดจะถึงวินาทีหรือสิบวินาทีหลังจากเริ่มแสงแฟลร์ ดาวจะกลับสู่ความสว่างปกติหลังจากผ่านไปสองสามนาทีหรือสิบนาที
UVN กำลังวูบวาบของตัวแปร Orion ของคลาสสเปกตรัม Ke-Me ในทางปรากฏการณ์วิทยา พวกมันแทบจะไม่แตกต่างจากตัวแปรต่างๆ เช่น UV Ceti ที่สังเกตได้ในบริเวณใกล้กับดวงอาทิตย์ นอกเหนือจากการเชื่อมต่อกับเนบิวลาแล้ว ยังมีลักษณะโดยเฉลี่ยด้วยสเปกตรัมประเภทแรกๆ ความส่องสว่างที่สูงขึ้น และการเกิดแฟลร์ที่ช้ากว่า (V389 Ori) บางทีพวกมันอาจเป็นตัวแปร Orion ประเภท INB ซึ่งการเปลี่ยนแปลงความสว่างไม่สม่ำเสมอถูกทับด้วยแสงแฟลร์
WR เป็นตัวแปรปะทุประเภท Wolf-Rayet ดาวฤกษ์ที่มีเส้นการแผ่รังสีกว้าง HeI, HeII รวมถึง CII-CIV, OII-OV หรือ NIII-NV มีลักษณะพิเศษคือการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างไม่สม่ำเสมอจนถึง 0.l m V ซึ่งเห็นได้ชัดว่ามีสาเหตุทางกายภาพ โดยเฉพาะอย่างยิ่งจากการไหลของสสารที่ไม่อยู่กับที่จากพื้นผิวดาวฤกษ์เหล่านี้

ดาวแปรแสงที่เร้าใจ

ดาวแปรแสงที่เร้าใจเป็นเรื่องปกติที่จะเรียกดาวฤกษ์ที่แสดงการขยายตัวและการหดตัวของชั้นผิวเป็นระยะๆ การเต้นเป็นจังหวะอาจเป็นแบบรัศมีหรือไม่ใช่แบบรัศมี ด้วยการเต้นเป็นจังหวะในแนวรัศมี รูปร่างของดาวฤกษ์ยังคงเป็นทรงกลม ในกรณีของการสั่นเป็นจังหวะที่ไม่ใช่แนวรัศมี รูปร่างของดาวฤกษ์จะเบี่ยงเบนไปจากทรงกลมเป็นระยะๆ และแม้แต่พื้นที่ใกล้เคียงของพื้นผิวก็อาจอยู่ในระยะการแกว่งที่ตรงกันข้ามกัน
ขึ้นอยู่กับช่วงเวลา มวลของดาวฤกษ์ ระยะวิวัฒนาการ และขนาดของปรากฏการณ์ ตัวแปรการเต้นเป็นจังหวะต่อไปนี้สามารถแยกแยะได้

ACYG คือตัวแปรประเภท Cyg (อัลฟา) supergiant ที่ไม่ใช่เร้าใจของคลาสสเปกตรัม Beq -Aeq Ia; ความสว่างที่เปลี่ยนแปลงด้วยแอมพลิจูดลำดับ 0.1 ม. มักจะดูไม่สม่ำเสมอ เนื่องจากเกิดจากการซ้อนทับกันของการแกว่งหลายครั้งในช่วงเวลาใกล้เคียงกัน สังเกตวงจรจากหลายวันไปจนถึงหลายสิบวัน
VSER - ตัวแปรประเภท (เบต้า) Cepheus ((เบต้า) Ser, (เบต้า) SMa) ตัวแปรพัลซิ่งของคลาสสเปกตรัม O8-B6 IV โดยมีคาบการแปรผันของแสงและความเร็วในแนวรัศมีตั้งแต่ 0.1-0.6d และแอมพลิจูดของการแปรผันความสว่างตั้งแต่ 0.01 ถึง 0.3m V เส้นโค้งแสงจะคล้ายกับเส้นโค้งความเร็วรัศมีเฉลี่ย แต่จะล่าช้า ข้างหลังพวกเขาเป็นระยะหนึ่งในสี่ของช่วงเวลาดังนั้นความสว่างสูงสุดจึงสอดคล้องกับการบีบอัดสูงสุดเช่น รัศมีต่ำสุดของดาวฤกษ์ เห็นได้ชัดว่าดาวฤกษ์เหล่านี้ส่วนใหญ่มีการเต้นเป็นจังหวะในแนวรัศมี แต่บางดวง (V469 Per) มีลักษณะเฉพาะด้วยการเต้นเป็นจังหวะที่ไม่ใช่แนวรัศมี หลายอย่างมีลักษณะเป็นหลายช่วง
BCEPS - กลุ่มตัวแปรระยะสั้นประเภท (เบต้า) Ser ของคลาสสเปกตรัม B2-VZ IV-V; ระยะเวลาและแอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างอยู่ในช่วง 0.02-0.04d และ 0.015-0.025m ตามลำดับ เช่น ลำดับความสำคัญน้อยกว่าที่มักพบในดาวฤกษ์ประเภท Ser (เบต้า)
เซอร์ - . ตัวแปรเรตติ้งเรตติ้งของความส่องสว่างสูง (คลาสความส่องสว่าง Ib-II) โดยมีคาบตั้งแต่ l d ถึง 135 d และแอมพลิจูดตั้งแต่หลายร้อยถึง 2 m V (ใหญ่กว่าในระบบ B มากกว่าใน V) คลาสสเปกตรัมที่ความสว่างสูงสุด F ที่ G-K ขั้นต่ำ และหลังจากนั้น ระยะเวลาการเปลี่ยนแปลงความสว่างก็จะนานขึ้น เส้นโค้งความเร็วแนวรัศมี Vr เปรียบเสมือนภาพสะท้อนของเส้นโค้งแสง และอัตราการขยายตัวสูงสุดของชั้นผิวจะสังเกตได้เกือบจะพร้อมกันกับความสว่างสูงสุดของดาวฤกษ์
CEP(B) - เซเฟอิดส์ (TU Cas, V367 Sct) โดดเด่นด้วยการมีโหมดการเต้นเป็นจังหวะที่ทำงานพร้อมกันสองโหมดหรือหลายโหมด (โดยปกติจะเป็นโทนเสียงพื้นฐานที่มีคาบ P0 และโอเวอร์โทนแรกด้วยคาบ P1) ช่วง P0 มีตั้งแต่ 2d ถึง 7d อัตราส่วน P1/P0γ0.71
CW—W ตัวแปรประเภทราศีกันย์ ตัวแปรพัลซิ่งขององค์ประกอบทรงกลมหรือส่วนประกอบเก่าของดิสก์กาแล็กซีที่มีคาบตั้งแต่ประมาณ 0.8 ถึง 35d และแอมพลิจูดตั้งแต่ 0.3 ถึง 1.2m V ตัวแปรเหล่านี้มีลักษณะเฉพาะด้วยความสัมพันธ์คาบ-ความส่องสว่างซึ่งแตกต่างจากความสัมพันธ์ที่คล้ายคลึงกันสำหรับตัวแปรของ ( เดลต้า) ประเภท Cepheus - ดูด้านล่าง (DCEP) ในช่วงเวลาเดียวกัน ตัวแปรประเภท W Virgo จะอ่อนกว่าตัวแปรประเภท Cepheus (เดลต้า) 0.7-2b เส้นโค้งแสงของตัวแปรประเภท W Virgo แตกต่างจากเส้นโค้งแสงของตัวแปรประเภท Cepheus (เดลต้า) ในช่วงเวลาที่สอดคล้องกันไม่ว่าจะเป็นแอมพลิจูดหรือเมื่อมีโหนกบนกิ่งไม้จากมากไปน้อย บางครั้งพัฒนาเป็นค่าสูงสุดที่แบนราบกว้าง พบได้ในกระจุกดาวทรงกลมเก่าและที่ละติจูดดาราจักรสูง แบ่งออกเป็นประเภทย่อย:
- CWA คือตัวแปรประเภท W Virgo ที่มีคาบมากกว่า 8d (W Vir)
- CWB - ตัวแปรประเภท W Virgo ที่มีคาบน้อยกว่า 8d (BL Her)
DCEP - เซเฟอิดคลาสสิก ตัวแปรประเภท (เดลต้า) เซเฟอุส ((เดลต้า) Ser) วัตถุที่ค่อนข้างเล็กซึ่งอยู่หลังออกจากลำดับหลักในแถบความไม่เสถียรบนแผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ พวกเขาปฏิบัติตามความสัมพันธ์ระหว่างคาบกับความส่องสว่างที่ทราบ เป็นองค์ประกอบแบนของดาราจักรที่พบในกระจุกดาวเปิด มีลักษณะโดยมีความสอดคล้องกันระหว่างรูปร่างของเส้นโค้งแสงและความยาวของคาบ
DCEPS - ตัวแปรของประเภท ((เดลต้า) Cepheus ที่มีแอมพลิจูดน้อยกว่า 0.5m V (0.7m V) และเส้นโค้งแสงเกือบสมมาตร (M-m γ 0.4-0.5P) ตามกฎแล้วคาบจะต้องไม่เกิน 7d มันคือ เป็นไปได้ว่าดาวเหล่านี้จะเต้นเป็นจังหวะในช่วงโอเวอร์โทนแรก และ/หรือผ่านแถบความไม่เสถียรครั้งแรกหลังจากออกจากลำดับหลัก (SU Cas)
ตามธรรมเนียมแล้ว ตัวแปรของประเภท (เดลต้า) Cepheus และ W Virgo มักถูกเรียกว่า Cepheids เนื่องจากบ่อยครั้ง (โดยมีช่วงเวลาตั้งแต่ 3 วันถึง 10 วัน) จึงเป็นไปไม่ได้ที่จะแยกแยะตัวแปรประเภทเหล่านี้ออกจากกันด้วยรูปร่างของเส้นโค้งแสง
อย่างไรก็ตาม ในความเป็นจริงแล้ว สิ่งเหล่านี้เป็นวัตถุที่แตกต่างกันโดยสิ้นเชิง ซึ่งอยู่ในขั้นตอนวิวัฒนาการที่ต่างกัน ความแตกต่างทางสเปกตรัมที่สำคัญประการหนึ่งระหว่างดาวฤกษ์ W ราศีกันย์และเซเฟอิดส์คือในสเปกตรัมของดาวดวงแรก การเปล่งแสงในเส้นไฮโดรเจนจะสังเกตได้ในช่วงระยะหนึ่ง และในสเปกตรัมของดาวเซเฟอิดส์ การเปล่งแสงในเส้น H และ K ของ Ca II ได้รับการสังเกต
DSCT - ตัวแปรประเภท (เดลต้า) ชิลด์ ((เดลต้า) ชุด) ตัวแปรเร้าใจของสเปกตรัมประเภท A0-F5III-Vc ที่มีแอมพลิจูดความสว่างตั้งแต่ 0.003 ถึง 0.9m V (ส่วนใหญ่เป็นสองสามร้อยของขนาด) และคาบตั้งแต่ 0.01 ถึง 0.2d รูปร่างของเส้นโค้งแสง คาบ และแอมพลิจูดมักจะแตกต่างกันอย่างมาก สังเกตการเต้นเป็นจังหวะทั้งแนวรัศมีและไม่ใช่แนวรัศมี สำหรับดาวบางดวงประเภทนี้ ความแปรปรวนของความสว่างเกิดขึ้นเป็นระยะๆ และบางครั้งก็หยุดโดยสิ้นเชิง เป็นไปได้ว่านี่เป็นผลมาจากการปรับแอมพลิจูดที่รุนแรงโดยมีขีดจำกัดแอมพลิจูดต่ำกว่าไม่เกิน 0.001m เส้นโค้งความสว่างเกือบจะเป็นภาพสะท้อนของเส้นโค้งความเร็วในแนวรัศมี อัตราการขยายตัวสูงสุดของชั้นพื้นผิวของดาวจะช้ากว่าความสว่างสูงสุดไม่เกิน 0.1P
ดาวประเภท DSCT เป็นตัวแทนขององค์ประกอบแบนของดาราจักร ปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องกับสิ่งเหล่านี้คือตัวแปรประเภท SXPHE (ดูด้านล่าง)
DSCTC คือกลุ่มตัวแปรที่มีแอมพลิจูดต่ำของประเภท Scuti (เดลต้า) (แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างน้อยกว่า 0.1 m V) ตัวแทนส่วนใหญ่ของประเภทย่อยนี้คือดาวฤกษ์ระดับความส่องสว่าง V; ตามกฎแล้วมันเป็นวัตถุดังกล่าวที่พบในกระจุกดาวเปิดอย่างแน่นอน
L - ตัวแปรที่ไม่ถูกต้องช้า ดาวแปรแสง การเปลี่ยนแปลงความสว่างโดยไม่มีสัญญาณของคาบหรือคาบแสดงอย่างอ่อน ซึ่งเกิดขึ้นเป็นครั้งคราวเท่านั้น การกำหนดตัวแปรให้กับประเภทนี้เช่นเดียวกับประเภท I มักเกิดจากการมีความรู้ไม่เพียงพอเกี่ยวกับวัตถุเหล่านี้ หลายตัวอาจกลายเป็นตัวแปรกึ่งปกติหรือตัวแปรประเภทอื่นๆ
LB กำลังเปลี่ยนแปลงตัวแปรที่ผิดปกติอย่างช้าๆ ของสเปกตรัมปลายประเภท K, M, C และ S ซึ่งมักจะเป็นยักษ์ (CO Cyg) ในแค็ตตาล็อก ตัวแปรที่ผิดปกติสีแดงที่ช้าจะถูกจัดประเภทเป็นประเภทนี้ ในกรณีที่ยังไม่ทราบประเภทสเปกตรัมและความส่องสว่าง
LC คือซุปเปอร์ไจแอนต์แปรผันที่ไม่ปกติของประเภทสเปกตรัมตอนปลายซึ่งมีแอมพลิจูดอยู่ที่ l.0m V (TZ Cas)
M เป็นตัวแปรประเภท Mira Ceti ((omicron) Cet) ยักษ์แปรผันคาบยาวที่มีสเปกตรัมการแผ่รังสีลักษณะเฉพาะของคลาส Me, Ce, Se ช่วงปลาย โดยมีแอมพลิจูดความสว่างตั้งแต่ 2.5 ม. ถึง 11 ม. V โดยมีคาบและคาบที่กำหนดไว้ชัดเจนตั้งแต่ 80d ถึง 1,000d การเปลี่ยนแปลงความสว่างของแอมพลิจูดอินฟราเรดมีขนาดเล็กและอาจน้อยกว่า 2.5 ม. ตัวอย่างเช่น ในระบบ K มักจะไม่เกิน 0.9m หากแอมพลิจูดเกิน 1-1.5 ม. แต่ไม่มีความแน่นอนว่าแอมพลิจูดที่แท้จริงของความสว่างเปลี่ยนแปลงเกิน 2.5 ม. สัญลักษณ์ M จะมาพร้อมกับเครื่องหมายทวิภาคหรือดาวเป็นประเภทตัวแปรกึ่งปกติ และเครื่องหมายทวิภาคคือ ติดไว้ข้างสัญลักษณ์ประเภทนี้ (SR) ด้วย
PVTEL - ตัวแปรประเภทกล้องโทรทรรศน์ PV (PV Tel) ยักษ์ใหญ่ฮีเลียมระดับสเปกตรัม Bp มีลักษณะเป็นเส้นไฮโดรเจนอ่อน เส้นฮีเลียมและคาร์บอนที่เพิ่มขึ้น เต้นเป็นจังหวะด้วยคาบตั้งแต่ 0.1 ถึง l d หรือความสว่างที่เปลี่ยนแปลงด้วยแอมพลิจูดประมาณ 0.1m V ในช่วงเวลาตามลำดับหนึ่งปี
RR—ตัวแปรของประเภท RR Lyra สเปกตรัมยักษ์ที่เร้าเป็นจังหวะเรเดียนในคลาสสเปกตรัม A - F โดยมีคาบตั้งแต่ 0.2 ถึง l.2d และแอมพลิจูดของความสว่างตั้งแต่ 0.2 ถึง 2m V เป็นที่ทราบกันดีว่ามีกรณีของความแปรปรวนทั้งรูปร่างของเส้นโค้งแสงและคาบ หากการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้เกิดขึ้นเป็นระยะๆ จะเรียกว่าเอฟเฟกต์ Blazhko
ตามธรรมเนียมแล้ว ตัวแปร RR Lyrae บางครั้งเรียกว่าเซเฟอิดช่วงสั้นหรือตัวแปรกระจุกดาวทรงกลม ในกรณีส่วนใหญ่ พวกมันเป็นส่วนหนึ่งขององค์ประกอบทรงกลมของดาราจักร โดยพบได้ (บางครั้งก็มีจำนวนมาก) ในกระจุกดาวทรงกลมบางดวง (ดาวฤกษ์ที่เต้นเป็นจังหวะในกิ่งก้านแนวนอน) เช่นเดียวกับเซเฟอิดส์ อัตราการขยายตัวสูงสุดของชั้นพื้นผิวของดาวฤกษ์เหล่านี้เกือบจะสอดคล้องกับความสว่างสูงสุดของมัน
RR(B) - ตัวแปรประเภท RR Lyrae ซึ่งมีโหมดการเต้นเป็นจังหวะที่ทำงานพร้อมกันสองโหมด - โทนเสียงพื้นฐานที่มีช่วงเวลา P0 ของโอเวอร์โทนแรกด้วยช่วงเวลา P1 (AQ Leo) อัตราส่วน Р1/Р0 data 0.745
RRAB คือตัวแปรประเภท RR Lyrae ที่มีเส้นโค้งแสงไม่สมมาตร (กิ่งก้านชันจากน้อยไปมาก) ระยะเวลาตั้งแต่ 0.3 ถึง l.2 d และแอมพลิจูดตั้งแต่ 0.5 ถึง 2m V (RR Lyr)
RRC เป็นตัวแปรประเภท RR Lyrae ที่มีเส้นโค้งแสงเกือบสมมาตร บางครั้งก็เป็นไซนูซอยด์ โดยมีคาบตั้งแต่ 0.2 ถึง 0.5 วัน และแอมพลิจูดไม่เกิน 0.8 V (SX UMa)
RV—ตัวแปรของประเภท RV Tauri (RV Tau) ยักษ์ยักษ์ที่เร้าเร้าอย่างเร้าใจในระดับสเปกตรัม F-G ที่สูงสุด และ K-M ที่ความสว่างต่ำสุด เส้นโค้งแสงมีลักษณะเฉพาะคือการมีอยู่ของคลื่นคู่โดยมีคลื่นน้อยที่สุดหลักและรองสลับกัน ความลึกของคลื่นอาจแตกต่างกันไปเพื่อให้คลื่นน้อยที่สุดหลักสามารถเปลี่ยนเป็นคลื่นน้อยที่สุดรองและในทางกลับกัน แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างทั้งหมดสามารถเข้าถึง 3-4m V ช่วงเวลาระหว่างมินิมาหลักสองอันที่อยู่ใกล้เคียงซึ่งมักเรียกว่าเป็นทางการอยู่ในช่วงตั้งแต่ 30 ถึง 150d (ระบุไว้ในแค็ตตาล็อก) แบ่งออกเป็นประเภทย่อย RVA และ RVB
RVA เป็นตัวแปรประเภท RV Taurus ซึ่งค่าเฉลี่ยไม่เปลี่ยนแปลง (AC Her)
RVB เป็นตัวแปรประเภท RV Tauri ซึ่งค่าเฉลี่ยจะเปลี่ยนแปลงเป็นระยะโดยมีช่วงเวลาตั้งแต่ 600 ถึง 1500 d และแอมพลิจูดสูงถึง 2 m V (DF Cyg, RV Tau)
SR เป็นตัวแปรกึ่งปกติ ยักษ์หรือยักษ์ยักษ์ที่มีสเปกตรัมระดับกลางและตอนปลายที่แสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างเป็นช่วงที่เห็นได้ชัดเจน ตามมาด้วยหรือบางครั้งก็ถูกรบกวนจากความผิดปกติต่างๆ ระยะเวลาตั้งแต่ 20 ถึง 2,000 วันขึ้นไป รูปร่างของเส้นโค้งแสงมีความหลากหลายและแปรผันมาก แอมพลิจูดมีตั้งแต่หลายร้อยถึงหลายขนาด (ปกติคือ 1 - 2m V)
SRA เป็นตัวแปรยักษ์ใหญ่กึ่งปกติของคลาสสเปกตรัมตอนปลาย (M, C, S หรือ Me, Ce, Se) โดยมีคาบคงที่คงที่ โดยปกติจะมีแอมพลิจูดความสว่างเล็กน้อย (น้อยกว่า 2.5m V) (Z Aqr) แอมพลิจูดและรูปร่างของเส้นโค้งแสงมักจะเปลี่ยนแปลง ระยะเวลาตั้งแต่ 35 ถึง 1200 วัน ดาวฤกษ์เหล่านี้หลายดวงแตกต่างจากตัวแปรประเภทมิราเซติเพียงแต่ความสว่างจะเปลี่ยนแปลงไปในแอมพลิจูดที่น้อยกว่าเท่านั้น
SRB เป็นตัวแปรยักษ์ใหญ่กึ่งปกติของคลาสสเปกตรัมตอนปลาย (M, C,S หรือ Me, Ce, Se) ที่มีการกำหนดช่วงเวลาไม่ดี (รอบเฉลี่ย - จาก 20 ถึง 2300 วัน) หรือมีการเปลี่ยนแปลงในการเปลี่ยนแปลงเป็นระยะ - ช้าความผันผวนหรือช่วงเวลาที่ผิดปกติ ความสม่ำเสมอของความสว่าง (RR СгВ, AF Cyg) โดยปกติแล้วดาวแต่ละดวงจะมีคาบเฉลี่ย (วงรอบ) ที่แน่นอนตามที่ระบุในแค็ตตาล็อก ในหลายกรณี ดาวเหล่านี้แสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างตั้งแต่สองคาบขึ้นไปพร้อมกัน
SRC เป็นซุปเปอร์ไจแอนต์แปรผันกึ่งปกติของสเปกตรัมปลายประเภท M, C, S หรือ Me, Ce, Se ((mi) Ser) แอมพลิจูดอยู่ที่ 1 เมตร ระยะเวลาการเปลี่ยนแปลงความสว่างคือตั้งแต่ 30 วันถึงหลายพันวัน
SRD คือยักษ์แปรผันกึ่งปกติและยักษ์ใหญ่เหนือของสเปกตรัมคลาส F, G, K ซึ่งบางครั้งมีเส้นการแผ่รังสีอยู่ในสเปกตรัม แอมพลิจูดของความสว่างเปลี่ยนแปลงในช่วง 0.l ถึง 4m) ช่วงเวลา - ตั้งแต่ 30 ถึง 1100 d (SX Her, SV UMa)
SXPHE - ตัวแปรประเภท SX Phoenix (SX Phe) รูปลักษณ์ภายนอกคล้ายกับตัวแปรประเภท DSCT พวกมันกำลังเต้นเป็นจังหวะเป็นดาวแคระย่อยขององค์ประกอบทรงกลมหรือองค์ประกอบเก่าของดิสก์ดาราจักรประเภทสเปกตรัม A2-F5; y ของวัตถุเหล่านี้สามารถสังเกตการแกว่งได้หลายช่วงพร้อมๆ กัน โดยปกติจะอยู่ที่ 0.04 ถึง 0.08 วัน โดยมีแอมพลิจูดการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่แปรผันได้ ซึ่งสามารถสูงถึง 0.7m V โดยจะพบได้ในกระจุกดาวทรงกลม
ZZ—ตัวแปรประเภท ZZ China (ZZ Cet) ดาวแคระขาวที่ไม่เร้าเป็นจังหวะในแนวรัศมีซึ่งเปลี่ยนความสว่างโดยมีคาบตั้งแต่ 30 วินาทีถึง 25 นาที และแอมพลิจูดตั้งแต่ 0.001 ถึง 0.l2 m V โดยทั่วไปแล้ว ดาวฤกษ์จะมีคาบใกล้เคียงหลายคาบ บางครั้งมีการสังเกตเห็นแสงแฟลร์ที่ระยะ 1 เมตร ซึ่งสามารถอธิบายได้เมื่อมีดาวเทียมประเภท UV Cet อยู่ใกล้ๆ แบ่งออกเป็นประเภทย่อย:
- ZZA - ตัวแปรไฮโดรเจนของประเภท ZZ Cet ของคลาสสเปกตรัม DA (ZZ Cet) โดยมีเส้นการดูดกลืนไฮโดรเจนในสเปกตรัมเท่านั้น
- ZZB เป็นตัวแปรฮีเลียมของประเภท ZZ Cet ของคลาสสเปกตรัม DB ในสเปกตรัมที่สังเกตได้เฉพาะเส้นการดูดกลืนแสง He เท่านั้น

ดาวแปรผันหมุนเวียน

ดาวแปรผันหมุนเวียนเราเรียกดาวฤกษ์ที่มีความสว่างพื้นผิวไม่เท่ากันหรือมีรูปร่างเป็นทรงรี ความแปรปรวนของความสว่างนั้นเกิดจากการหมุนรอบแกนของมันสัมพันธ์กับผู้สังเกต การกระจายความสว่างของพื้นผิวไม่สม่ำเสมออาจเกิดจากการมีจุดหรือโดยทั่วไปอุณหภูมิและความไม่สอดคล้องกันทางเคมีของบรรยากาศดาวฤกษ์ภายใต้อิทธิพลของสนามแม่เหล็กซึ่งแกนไม่ตรงกับแกนของ การหมุนของดาว แบ่งออกเป็นประเภท:

ACV เป็นตัวแปรประเภท (อัลฟา)2 Canes Hounds ((alpha)2 CVn) ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักของคลาสสเปกตรัม B8p - A7p ที่มีสนามแม่เหล็กแรงสูง ในสเปกตรัม เส้นของซิลิคอน สตรอนเซียม โครเมียม และธาตุหายากได้รับการปรับปรุงอย่างผิดปกติ โดยเปลี่ยนความเข้มตามระยะเวลาการหมุนของดาว เท่ากับระยะเวลาของการเปลี่ยนแปลงในสนามแม่เหล็กและความสว่าง (0.5 - 160 d ขึ้นไป) ). แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างมักจะอยู่ในช่วง 0.01 – 0.1m V
ACVO เป็นตัวแปรที่สั่นอย่างรวดเร็วประเภท (อัลฟา)2 CVn เห็นได้ชัดว่าตัวแปรแม่เหล็กหมุนแบบไม่เร้าใจของคลาสสเปกตรัม Ap (DO Eri) ระยะเวลาเป็นจังหวะคือ 0.01d หรือน้อยกว่า แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่เกิดจากการเต้นเป็นจังหวะจะอยู่ที่ประมาณ 0.01m V การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้จะซ้อนทับกับการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่เกิดจากการหมุน
BY - ตัวแปรประเภท BY Dragon (BY Dra) ดาวที่เปล่งออกมานั้นเป็นดาวแคระประเภทสเปกตรัม dKe - dMe ซึ่งแสดงการเปลี่ยนแปลงกึ่งช่วงเวลาของความสว่างโดยมีช่วงเวลาตั้งแต่เศษส่วนของวันถึง 120d และแอมพลิจูดตั้งแต่หลายร้อยถึง 0.5m V ความแปรปรวนของความสว่างเกิดจากการหมุนตามแกนของดาวฤกษ์ตามระดับพื้นผิว ความสว่างไม่สม่ำเสมอ (จุด) แปรผันตามเวลาและกิจกรรมของโครโมสเฟียร์ บางส่วนมีการปะทุคล้ายกับดาว UV Cet; ในกรณีเช่นนี้ พวกมันก็อยู่ในประเภท UV ด้วย ซึ่งถือว่าปะทุในเวลาเดียวกัน
ELL - ตัวแปรทรงรี (b Per, (alpha) Vir) ปิดระบบไบนารี่ด้วยส่วนประกอบทรงรี ความสว่างรวมที่ชัดเจนซึ่งเปลี่ยนแปลงตามระยะเวลาเท่ากับระยะเวลาการเคลื่อนที่ของวงโคจรเนื่องจากการเปลี่ยนแปลงในพื้นที่ของพื้นผิวเปล่งแสงที่หันหน้าไปทางผู้สังเกต แต่ไม่มีสุริยุปราคา ความกว้างของการเปลี่ยนแปลงความสว่างไม่เกิน 0.1m V.
FKCOM - ตัวแปรประเภทผมของ FK Veronica (FK Com) ดาวยักษ์หมุนรอบตัวอย่างรวดเร็วด้วยความสว่างพื้นผิวที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกันของสเปกตรัมคลาส G-K ที่มีเส้นการปล่อย H และ K Ca II ที่กว้าง และบางครั้งก็มีการปล่อย H(อัลฟา) พวกเขายังสามารถเป็นระบบไบนารีสเปกโทรสโกปีได้ ระยะเวลาการเปลี่ยนแปลงความสว่าง (สูงสุดหลายวัน) จะเท่ากับระยะเวลาการหมุน และแอมพลิจูดคือหลายสิบของขนาด เป็นไปได้ว่าวัตถุเหล่านี้เป็นผลมาจากวิวัฒนาการเพิ่มเติมของระบบไบนารี่แบบปิดประเภท EW (W UMa ดูด้านล่าง)
PSR - พัลซาร์แปรแสง (SM Tau) ดาวนิวตรอนที่หมุนรอบตัวอย่างรวดเร็วด้วยสนามแม่เหล็กแรงสูง ความยาวคลื่นที่ปล่อยคลื่นวิทยุ แสง และรังสีเอกซ์ การแผ่รังสีของพัลซาร์มีรูปแบบทิศทางที่แคบ ระยะเวลาของความสว่างเปลี่ยนแปลงไปพร้อมกับระยะเวลาการหมุน (จาก 0.001 ถึง 4 วินาที) แอมพลิจูดของพัลส์แสงถึง 0.8m
SXARI - ตัวแปรประเภท SX Aries (SX Ari) ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักของคลาสสเปกตรัม B0p-B9p ซึ่งมีความเข้มของเส้น HeI, Si III ที่แปรผันได้ และสนามแม่เหล็ก บางครั้งเรียกว่าตัวแปรฮีเลียม ระยะเวลาของการเปลี่ยนแปลงความสว่างและสนามแม่เหล็ก (ลำดับ 1d) ตรงกับระยะเวลาการหมุน แอมพลิจูดของลำดับ 0.lm V ดาวเหล่านี้เป็นอะนาล็อกอุณหภูมิสูงของตัวแปรประเภท (อัลฟา)2 CVn .

ตัวแปรระเบิดและโนวาเหมือน

ดาวระเบิดเรียกว่าดาวฤกษ์ที่แสดงแสงแฟลร์ที่เกิดจากการระเบิดแสนสาหัสที่เกิดขึ้นในชั้นผิว () หรือในส่วนลึกภายใน () เราจะจัดประเภทเป็นตัวแปรคล้ายโนวาซึ่งแสดงเปลวคล้ายโนวาที่เกี่ยวข้องกับการปลดปล่อยพลังงานอย่างรวดเร็วในปริมาตรของอวกาศโดยรอบ (ดาวประเภท UG - ดูด้านล่าง) เช่นเดียวกับวัตถุที่ไม่แสดงแสงแฟลร์ แต่ มีความคล้ายคลึงกันในด้านสเปกตรัมและคุณสมบัติอื่น ๆ กับตัวแปรระเบิดที่มีความแวววาวน้อยที่สุด
ตัวแปรที่ระเบิดได้และคล้ายโนวาส่วนใหญ่เป็นระบบไบนารี่แบบปิด ซึ่งเป็นส่วนประกอบที่มีอิทธิพลอย่างมากต่อวิวัฒนาการของกันและกัน รอบส่วนประกอบดาวแคระร้อนของระบบมักมีจานสะสมมวลสารที่เกิดจากวัสดุที่สูญเสียไปโดยส่วนประกอบตัวทำความเย็นอีกตัวหนึ่งและส่วนประกอบที่กว้างขวางกว่า แบ่งออกเป็นประเภท:

ยังไม่มีข้อความ - ดาวดวงใหม่ ปิดระบบไบนารี่ด้วยคาบการเคลื่อนที่ของวงโคจรตั้งแต่ 0.05 ถึง 230d องค์ประกอบหนึ่งของระบบเหล่านี้คือดาวแคระร้อน ซึ่งโดยไม่คาดคิดในช่วงระยะเวลาหนึ่งวันไปจนถึงหลายสิบหรือหลายร้อยวัน เพิ่มความสว่างขึ้น 7 - 19 มิลลิโวลต์ ในช่วงเวลาหลายเดือนถึงหลายทศวรรษ ความแวววาวของระบบจะกลับคืนสู่สภาพเดิม
อย่างน้อยที่สุด อาจมีการเปลี่ยนแปลงความเงาเล็กน้อย ส่วนประกอบเจ๋งๆ ได้แก่ ยักษ์ ยักษ์ย่อย หรือดาวแคระประเภทสเปกตรัม K-M สเปกตรัมของโนวาที่อยู่ใกล้ความสว่างสูงสุดในตอนแรกจะคล้ายกับสเปกตรัมการดูดกลืนแสงของดาวฤกษ์ A-F ที่มีความส่องสว่างสูง จากนั้นเส้นสเปกตรัมที่แผ่กว้าง (แถบ) ของไฮโดรเจน ฮีเลียม และองค์ประกอบอื่นๆ ที่มีส่วนประกอบในการดูดซับจะปรากฏขึ้นในสเปกตรัม ซึ่งบ่งชี้ว่ามีเปลือกที่ขยายตัวอย่างรวดเร็ว เมื่อความสว่างลดลง เส้นเปล่งแสงต้องห้ามจะปรากฏในสเปกตรัมที่ซับซ้อน ซึ่งเป็นลักษณะเฉพาะของสเปกตรัมของเนบิวลาก๊าซที่ถูกดาวร้อนตื่นเต้น ที่ความสว่างต่ำสุด ตามกฎแล้วสเปกตรัมของโนวาจะต่อเนื่องหรือคล้ายกับสเปกตรัมของดาวประเภทวูล์ฟ-ราเยต
สัญญาณของส่วนประกอบเย็นจะพบได้เฉพาะในสเปกตรัมของระบบที่มีขนาดใหญ่ที่สุดเท่านั้น ในบางโนวา หลังจากการระเบิด จะตรวจพบการเต้นเป็นจังหวะของส่วนประกอบที่ร้อนด้วยคาบประมาณ 100 วินาทีและแอมพลิจูดประมาณ 0.05m V โดยธรรมชาติแล้ว โนวาบางอันจะกลายเป็นระบบสุริยุปราคาเช่นกัน ตามธรรมชาติของการเปลี่ยนแปลงความสว่าง โนวาแบ่งออกเป็นแบบเร็ว (NA) ช้า (NB) ช้ามาก (NC) และซ้ำ (NR)
NA - โนวาเร็ว ซึ่งโดดเด่นด้วยความสว่างที่เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วและความสว่างลดลงหลังจากสูงถึงสูงสุด 3 เมตรใน 100 วันหรือน้อยกว่า (GKPer)
หมายเหตุ - โนวาช้า ความสว่างลดลงหลังจากขึ้นไปสูงสุด 3 เมตรใน 150 วันขึ้นไป (ภาพ RR) ในเวลาเดียวกัน การมีอยู่ของ "การจุ่ม" ที่รู้จักในเส้นโค้งแสงของโนวา เช่น T Aur และ DQ Her ไม่ได้ถูกนำมาพิจารณา: อัตราการลดความสว่างประเมินโดยลักษณะของเส้นโค้งเรียบ ส่วนต่าง ๆ ของ ซึ่งก่อนและหลังการ “จุ่ม” เป็นการต่อเนื่องกันโดยตรง
NC - ใหม่ที่มีการพัฒนาช้ามาก คงความสว่างสูงสุดได้นานกว่าสิบปีและอ่อนลงช้ามาก ก่อนการระเบิด วัตถุเหล่านี้สามารถแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างในระยะเวลานานด้วยแอมพลิจูด 1-2m V (RR Tel) องค์ประกอบที่ยอดเยี่ยมของระบบเหล่านี้ดูเหมือนจะเป็นยักษ์หรือยักษ์ซุปเปอร์ บางครั้งตัวแปรกึ่งปกติและแม้แต่ตัวแปรประเภท Mira Ceti แอมพลิจูดของแฟลชสามารถเข้าถึง 10m สเปกตรัมการแผ่รังสีการกระตุ้นสูงนั้นคล้ายคลึงกับสเปกตรัมของเนบิวลาดาวเคราะห์ ดาววูล์ฟ-ราเยต และตัวแปรทางชีวภาพ เป็นไปได้ว่าวัตถุเหล่านี้คือเนบิวลาดาวเคราะห์ที่กำลังอุบัติขึ้นมา
NL - ดาวแปรแสงคล้ายโนวา มีการศึกษาวัตถุที่คล้ายกับโนวาในลักษณะของการเปลี่ยนแปลงความสว่างหรือในลักษณะทางสเปกตรัมไม่เพียงพอ สิ่งเหล่านี้ไม่เพียงแต่รวมถึงตัวแปรที่แสดงแสงแฟลร์เหมือนใหม่ แต่ยังรวมถึงวัตถุที่ไม่เคยสังเกตเห็นแสงแฟลร์มาก่อนด้วย สเปกตรัมของตัวแปรคล้ายโนวานั้นคล้ายคลึงกับสเปกตรัมของโนวาในอดีต และการเปลี่ยนแปลงความสว่างเล็กน้อยจะคล้ายคลึงกับคุณลักษณะของโนวาในอดีตที่ความสว่างขั้นต่ำ อย่างไรก็ตาม บ่อยครั้งหลังจากการวิจัยอย่างถูกต้องแล้ว ตัวแทนแต่ละรายของกลุ่มวัตถุที่ต่างกันมากนี้สามารถจัดเป็นดาวแปรแสงประเภทอื่นได้
NR - ซ้ำใหม่ แตกต่างจากโนวาทั่วไปตรงที่ไม่มีการระบาดเพียงครั้งเดียว แต่มีสองครั้งหรือหลายครั้ง โดยแยกจากกันตามช่วงเวลาตั้งแต่ 10 ถึง 80 ปี (T SGV)
SN - ซูเปอร์โนวา (B Cas, CM Tau) ดาวฤกษ์ที่เพิ่มความสว่างอย่างรวดเร็ว 20 แมกนิจูดหรือมากกว่านั้นจากการระเบิด แล้วค่อย ๆ อ่อนลง สเปกตรัมระหว่างเกิดแสงแฟลร์นั้นมีลักษณะเฉพาะคือการมีแถบเปล่งแสงที่กว้างมาก ซึ่งมีความกว้างมากกว่าความกว้างของแถบสว่างที่สังเกตได้ในสเปกตรัมของโนวาหลายเท่า ความเร็วการขยายตัวของกระสุนอยู่ที่หลายพันกิโลเมตร/วินาที หลังจากการระเบิด โครงสร้างของดาวฤกษ์ก็เปลี่ยนไปโดยสิ้นเชิง แทนที่ซูเปอร์โนวายังคงมีเนบิวลาเปล่งแสงที่กำลังขยายตัวและพัลซาร์ (ไม่สามารถมองเห็นได้เสมอไป) ขึ้นอยู่กับรูปร่างของเส้นโค้งแสงและคุณลักษณะทางสเปกตรัม พวกมันถูกแบ่งออกเป็นประเภท I และ II
SNI เป็นซุปเปอร์โนวาประเภท 1 สเปกตรัมประกอบด้วยเส้นดูดกลืนของ Ca II, Si ฯลฯ ยกเว้นไฮโดรเจน เปลือกที่ขยายตัวนั้นแทบจะปราศจากไฮโดรเจน ในช่วง 20 - 30 วันหลังจากค่าสูงสุด ความสว่างจะลดลงในอัตราประมาณ 0.lm ต่อวัน จากนั้นอัตราการสลายตัวของความสว่างจะช้าลงและต่อมาจะคงที่ - 0.014 m ต่อวัน
SNII เป็นซุปเปอร์โนวาประเภท II สเปกตรัมแสดงเส้นของไฮโดรเจนและองค์ประกอบอื่นๆ เปลือกขยายตัวประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นส่วนใหญ่ เส้นโค้งแสงมีความหลากหลายมากกว่าซุปเปอร์โนวาประเภท 1 หลังจากผ่านไป 40 – 100 วัน อัตราการลดลงของความสว่างมักจะอยู่ที่ 0.1 เมตรต่อวัน
UG เป็นตัวแปรประเภท U Gemini (U Gem) มักเรียกว่าโนวาแคระ ระบบดาวคู่ปิดที่ประกอบด้วยดาวแคระหรือดาวยักษ์ย่อยระดับสเปกตรัม K-M เติมเต็มปริมาตรของพื้นผิวโรชวิกฤตชั้นใน และดาวแคระขาวหนึ่งดวงที่ล้อมรอบด้วยจานสะสมมวลสาร คาบการโคจรอยู่ระหว่าง 0.05 ถึง 0.5d โดยปกติจะสังเกตเห็นเพียงความผันผวนของความสว่างของระบบเพียงเล็กน้อย รวมถึงอย่างรวดเร็วด้วย แต่ในบางครั้งความสว่างจะเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วหลายระดับ และหลังจากผ่านไปหลายวันหรือหลายสิบวันก็จะกลับสู่สถานะเดิม ระยะห่างระหว่างแสงแฟลร์สองดวงที่ต่อเนื่องกันของดาวดวงหนึ่งอาจแตกต่างกันอย่างมาก แต่ดาวฤกษ์แต่ละดวงมีลักษณะเฉพาะด้วยค่าเฉลี่ยที่แน่นอนของช่วงเวลาเหล่านี้ ซึ่งเป็นวัฏจักรเฉลี่ยที่สอดคล้องกับความกว้างเฉลี่ยของการเปลี่ยนแปลงความสว่าง ยิ่งวงจรนานเท่าไรก็ยิ่งมากขึ้นเท่านั้น
แอมพลิจูด แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ สเปกตรัมของระบบที่มีความสว่างขั้นต่ำจะต่อเนื่องกับเส้นการปล่อยไฮโดรเจนและฮีเลียมในวงกว้าง ที่ความสว่างสูงสุด เส้นเหล่านี้เกือบจะหายไปหรือกลายเป็นเส้นดูดกลืนแสงที่ตื้น ระบบเหล่านี้บางระบบกำลังเกิดสุริยุปราคา และอาจสันนิษฐานได้ว่าค่าต่ำสุดหลักมีสาเหตุมาจากคราสของจุดร้อนที่เกิดขึ้นในจานสะสมมวลสารโดยการไหลของก๊าซตกกระทบที่เล็ดลอดออกมาจากดาวคลาส K-M
ขึ้นอยู่กับลักษณะของการเปลี่ยนแปลงความสว่าง ตัวแปรประเภท U Gem สามารถแบ่งออกเป็นสามประเภทย่อย: SS Cyg, SU UMa และ Z Cam
UGSS - ตัวแปรประเภท SS Cygnus (SS Cyg, U Gem) พวกเขาเพิ่มความแวววาวใน 1 - 2d ขึ้น 2-6m V และหลังจากนั้นสองสามวันก็กลับสู่ความแวววาวดังเดิม ค่ารอบมีตั้งแต่ 10d ถึงหลายพันวัน
UGSU เป็นตัวแปรประเภท SU Ursa Major (SU UMa) โดดเด่นด้วยการปรากฏตัวของพลุสองประเภท - ปกติและซูเปอร์แมกซิมา การปะทุแบบปกติ แบบสั้น มีลักษณะคล้ายกับการปะทุของดาวประเภท UGSS ซุปเปอร์แม็กซิมาสว่างกว่าปกติ 2 เมตร ยาวกว่าห้าเท่า (กว้างกว่า) และเกิดขึ้นน้อยกว่าปกติมากกว่าสามเท่า ในช่วงซุปเปอร์แมกซิมา เส้นโค้งแสงจะแสดงการสั่นแบบคาบซ้อน (superhumps) โดยมีคาบใกล้เคียงกับวงโคจรและแอมพลิจูดประมาณ 0.2 – 0.3m V คาบการโคจรน้อยกว่า 0.1d ระดับสเปกตรัมของดาวเทียมคือ dM
UGZ เป็นตัวแปรชนิด Z Giraffe (Z Cam) นอกจากนี้ยังแสดงแสงแฟลร์แบบวนด้วย แต่ต่างจากตัวแปรประเภท UGSS บางครั้งหลังจากเกิดแสงแฟลร์ พวกมันจะไม่กลับคืนสู่ความสว่างเดิม แต่ในหลายรอบจะคงขนาดไว้ตรงกลางระหว่างค่าสูงสุดและค่าต่ำสุด ค่าวงจรอยู่ในช่วงตั้งแต่ 10 ถึง 40d ความสว่างเปลี่ยนแอมพลิจูดตั้งแต่ 2 ถึง 5m V
ZAND - ตัวแปรทางชีวภาพประเภท Z Andromeda (Z And) ระบบดาวคู่ปิดที่ประกอบด้วยดาวร้อน ดาวฤกษ์ประเภทสเปกตรัมตอนปลาย และเปลือกที่ขยายออกซึ่งตื่นเต้นจากการแผ่รังสีของดาวร้อน ความสว่างรวมของระบบเผชิญกับการเปลี่ยนแปลงที่ผิดปกติด้วยแอมพลิจูดสูงสุด 4m V ซึ่งเป็นกลุ่มของวัตถุที่ต่างกันมาก

ปิดระบบสุริยุปราคาไบนารี

เราใช้ระบบการจำแนกประเภทสามมิติสำหรับการบดบังระบบดาวคู่โดยพิจารณาจากรูปร่างของกราฟความสว่างรวม ตลอดจนลักษณะทางกายภาพและวิวัฒนาการของส่วนประกอบต่างๆ การจำแนกประเภทตามเส้นโค้งแสงนั้นง่าย คุ้นเคย และสะดวกสำหรับผู้สังเกต วิธีการจำแนกประเภทที่สองและสามนั้นขึ้นอยู่กับตำแหน่งของส่วนประกอบของระบบไบนารี่บนแผนภาพ Mv, B - V และระดับที่ส่วนประกอบเหล่านั้นเติมพื้นผิว Roche ให้ศักย์ไฟฟ้าวิกฤตภายใน ตามกฎแล้วจะใช้เกณฑ์ง่ายๆ ที่เสนอโดย M.A. Svechnikov และ L.F. Istomin (AC No. 1083, 1979) เพื่อตัดสินสิ่งนี้ สัญลักษณ์ที่ใช้ในแค็ตตาล็อกสำหรับประเภทของระบบไบนารี่คราสซิ่งมีดังต่อไปนี้

ก) การจำแนกประเภทตามรูปร่างของเส้นโค้งแสง

E - ระบบไบนารีคราส ระบบไบนารี่ซึ่งมีระนาบการโคจรอยู่ใกล้แนวสายตาของผู้สังเกตมาก (ความเอียง i ของระนาบออร์บิทัลกับระนาบที่ตั้งฉากกับแนวสายตานั้นอยู่ใกล้ 90°) ซึ่งทั้งสององค์ประกอบ (หรือหนึ่งในนั้น) บังเกิดคราสซึ่งกันและกันเป็นระยะๆ . ผู้สังเกตการณ์ตั้งข้อสังเกตว่าเป็นผลให้มีการเปลี่ยนแปลงความสว่างโดยรวมของระบบ ซึ่งเป็นช่วงเวลาที่ตรงกับระยะเวลาการหมุนของส่วนประกอบต่างๆ ในวงโคจร
EA เป็นตัวแปรคราสประเภท Algol ((เบต้า) ต่อ) การบดบังไบนารีด้วยส่วนประกอบทรงกลมหรือทรงรีเล็กน้อย เส้นโค้งแสงช่วยให้คุณบันทึกช่วงเวลาของจุดเริ่มต้นและจุดสิ้นสุดของสุริยุปราคา ระหว่างสุริยุปราคา ความสว่างจะยังคงเกือบคงที่หรือเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยเนื่องจากการสะท้อน ส่วนประกอบทรงรีเล็กน้อย หรือการเปลี่ยนแปลงทางกายภาพ ค่าต่ำสุดรองอาจไม่ถูกสังเกต ระยะเวลาอยู่ในช่วงกว้างมาก - ตั้งแต่ 0.2 ถึง 10,000d หรือมากกว่า แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างมีความหลากหลายมากและสามารถเข้าถึงได้หลายค่า
EB - ตัวแปรคราสของประเภท (เบต้า) Lyra ((เบต้า) Lyr) การคราสไบนารีด้วยส่วนประกอบทรงรี มีเส้นโค้งแสงที่ไม่อนุญาตให้บันทึกช่วงเวลาของจุดเริ่มต้นหรือจุดสิ้นสุดของคราส (เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงอย่างต่อเนื่องในความสว่างรวมของระบบที่ชัดเจนในช่วงเวลาระหว่างคราส) จำเป็นต้องสังเกตค่าต่ำสุดรองซึ่งตามกฎแล้วจะน้อยกว่าความลึกของค่าต่ำสุดหลักอย่างมีนัยสำคัญ คาบจะมากกว่า 1d เป็นส่วนใหญ่ (สำหรับคาบที่น้อยกว่า 1d ค่าต่ำสุดจะมีความลึกต่างกัน สำหรับคาบที่มากกว่า 1d ความลึกของค่าต่ำสุดอาจเกือบจะเท่ากัน) ส่วนประกอบมักจะเป็นประเภทสเปกตรัมยุคแรกๆ B-A แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างมักจะน้อยกว่า 2m V
EW คือตัวแปรคราส W Ursa Major (W UMa) การคราสไบนารี่ที่มีคาบน้อยกว่า 1d ประกอบด้วยส่วนประกอบทรงรีเกือบสัมผัสกัน และมีเส้นโค้งแสงที่ไม่อนุญาตให้บันทึกโมเมนต์ของจุดเริ่มต้นและจุดสิ้นสุดของคราส ความลึกของจุดต่ำสุดหลักและรองเกือบจะเท่ากันหรือแตกต่างกันเล็กน้อยมาก แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างมักจะน้อยกว่า 0.8m V คลาสสเปกตรัมของส่วนประกอบมักจะเป็น F-G และใหม่กว่า

b) การจำแนกประเภทตามลักษณะทางกายภาพของส่วนประกอบ

GS - ระบบที่องค์ประกอบหนึ่งหรือทั้งสองอย่างเป็นแบบยักษ์หรือยักษ์ใหญ่ องค์ประกอบใดองค์ประกอบหนึ่งอาจเป็นสมาชิกของลำดับหลัก
PN - ระบบที่มีส่วนประกอบเป็นแกนกลางของเนบิวลาดาวเคราะห์ (UU Sge)
RS - ระบบประเภท RS CVn คุณลักษณะที่สำคัญของระบบเหล่านี้คือการมีอยู่ในสเปกตรัมของเส้นการปล่อย H และ K Ca II ที่แข็งแกร่งซึ่งมีความเข้มแปรผัน ซึ่งบ่งชี้ถึงกิจกรรมโครโมสเฟียร์ประเภทแสงอาทิตย์ที่เพิ่มขึ้น ระบบเหล่านี้มีลักษณะพิเศษคือการมีการปล่อยคลื่นวิทยุและการปล่อยรังสีเอกซ์ สำหรับบางคลื่น คลื่นกึ่งไซน์จะสังเกตได้บนเส้นโค้งแสงด้านนอกสุริยุปราคา แอมพลิจูดและตำแหน่งของคลื่นซึ่งเปลี่ยนแปลงอย่างช้าๆ เมื่อเวลาผ่านไป การปรากฏตัวของคลื่นนี้ (มักเรียกว่าการบิดเบือน)
อธิบายได้จากการหมุนส่วนต่างของพื้นผิวดาวฤกษ์ที่ปกคลุมไปด้วยกลุ่มจุด คาบการหมุนรอบของกลุ่มจุดดับดวงอาทิตย์มักจะใกล้เคียงกับคาบการเคลื่อนที่ของวงโคจร (คาบของสุริยุปราคา) แต่ก็ยังแตกต่างออกไป ซึ่งทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงอย่างช้าๆ (การโยกย้าย) ของเฟสของค่าต่ำสุดและสูงสุดของคลื่นความบิดเบี้ยวบน เส้นโค้งแสงเฉลี่ย ความแปรปรวนของแอมพลิจูดของคลื่น (สูงถึง 0.2m V) อธิบายได้จากการมีอยู่ของวัฏจักรระยะยาวของกิจกรรมดาวฤกษ์ (คล้ายกับวัฏจักรสิบเอ็ดปีสุริยะ) ในระหว่างนั้นจำนวนและพื้นที่ทั้งหมดของจุดบน พื้นผิวของดาวฤกษ์เปลี่ยนไป
WD คือระบบที่มีส่วนประกอบเป็นดาวแคระขาว
WR คือระบบที่มีส่วนประกอบประกอบด้วยดาวประเภท Wolf-Rayet (V 444Cyg)

c) การจำแนกประเภทตามระดับการเติมพื้นผิว Roche ที่สำคัญภายใน

AR - ระบบที่แยกจากกันของประเภท AR Lizard (AR Lac) ซึ่งส่วนประกอบทั้งสองนี้เป็นหน่วยย่อยที่ไปไม่ถึงพื้นผิวที่มีศักย์ไฟฟ้าวิกฤติภายใน
D—ระบบที่แยกออกจากกันซึ่งมีส่วนประกอบไม่ถึงพื้นผิวที่มีศักย์ไฟฟ้าเท่ากันของ Roche ที่สำคัญภายใน
DM เป็นระบบลำดับหลักที่แยกออกจากกัน ส่วนประกอบทั้งสองเป็นสมาชิกของลำดับหลักและไปไม่ถึงพื้นผิว Roche วิกฤตภายใน
DS เป็นระบบที่แยกจากกันโดยมียักษ์ย่อย ซึ่งยักษ์ใต้ยังไปไม่ถึงพื้นผิววิกฤติภายในด้วย
DW - ระบบที่มีลักษณะทางกายภาพคล้ายกันในการติดต่อระบบประเภท W UMa (ดูด้านล่าง) แต่ไม่ได้สัมผัสกัน
K - ระบบหน้าสัมผัส ซึ่งทั้งสององค์ประกอบเติมเต็มพื้นผิวที่สำคัญภายใน
KE คือระบบสัมผัสของคลาสสเปกตรัมยุคแรก (O-A) ซึ่งส่วนประกอบทั้งสองมีขนาดใกล้เคียงกับพื้นผิววิกฤตภายใน
KW เป็นระบบหน้าสัมผัสประเภท WUMa ที่มีส่วนประกอบทรงรีของคลาสสเปกตรัม F0-K ซึ่งระบบหลักเป็นสมาชิกของลำดับหลักและดาวเทียมจะอยู่ทางด้านซ้ายและด้านล่างในแผนภาพ Mv, B - V
SD - ระบบกึ่งแยกออกซึ่งพื้นผิวของส่วนประกอบย่อยที่มีมวลน้อยกว่านั้นอยู่ใกล้กับพื้นผิววิกฤตภายใน การรวมกันของทั้งสามวิธีในการจำแนกไบนารีคราสเกี่ยวข้องกับการใช้สัญลักษณ์ประเภทหลายกลุ่มสำหรับวัตถุเดียวโดยคั่นด้วยเครื่องหมายทับ ตัวอย่างเช่น: E/DM, EA /DS/RS, EB/WR, EW/KW ฯลฯ

ปิดแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่แปรผันได้ทางแสงสองเท่า (แหล่งกำเนิด X)

X - ระบบดาวคู่แบบปิดที่เป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์แปรผันรุนแรง ซึ่งไม่เกี่ยวข้องหรือยังไม่จัดเป็นประเภทของดาวแปรแสงที่พิจารณาข้างต้น องค์ประกอบอย่างหนึ่งของระบบคือวัตถุอัดแน่นร้อน (ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และอาจเป็นหลุมดำ) การแผ่รังสีเอกซ์เกิดขึ้นเมื่อสสารที่ไหลจากส่วนประกอบอื่นตกลงไปบนวัตถุที่มีขนาดกะทัดรัดหรือจานสะสมมวลสารที่อยู่รอบวัตถุนี้ ในทางกลับกัน รังสีเอกซ์ซึ่งเข้าสู่ชั้นบรรยากาศของดาวเทียมที่เย็นกว่าของวัตถุขนาดกะทัดรัด จะถูกปล่อยออกมาอีกครั้งในรูปของการแผ่รังสีอุณหภูมิสูงเชิงแสง (เอฟเฟกต์การสะท้อน) ทำให้ชั้นสเปกตรัมของส่วนที่สอดคล้องกันของดาวเทียม ผิวดูอ่อนกว่าวัย สิ่งนี้นำไปสู่ภาพที่แปลกประหลาดมากของความแปรปรวนทางแสงในไบนารีใกล้เคียงซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่รุนแรง แบ่งออกเป็นประเภทตามรายการด้านล่าง
XB - เอ็กซ์เรย์ระเบิด ระบบไบนารีแบบปิดแสดงรังสีเอกซ์และแสงแฟลร์ที่กินเวลาหลายวินาทีถึงสิบนาทีด้วยแอมพลิจูดที่ 0.1m V (V801 Ara, V926 Sco)
XF - ระบบเอ็กซ์เรย์ที่ผันผวนแสดงความผันผวนอย่างรวดเร็วของรังสีเอกซ์ (Cyg X-1 = V1357 Cyg) และการแผ่รังสีแบบออปติคอล (V821 Ara) โดยมีวงจรลำดับสิบมิลลิวินาที
XI - เอ็กซ์เรย์ไม่ถูกต้อง ระบบไบนารีปิดที่ประกอบด้วยวัตถุอัดแน่นที่ล้อมรอบด้วยจานสะสมมวลสารและดาวแคระ dA-dM โดดเด่นด้วยการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่ผิดปกติโดยมีเวลาลักษณะเฉพาะของลำดับนาทีของชั่วโมงและแอมพลิจูดของลำดับ 1m V; เป็นไปได้ที่จะซ้อนองค์ประกอบเป็นระยะเนื่องจากการเคลื่อนที่ของวงโคจร (V818 Sco)
XJ - ไบนารีรังสีเอกซ์ซึ่งมีลักษณะของไอพ่นสัมพัทธภาพซึ่งแสดงออกมาในช่วงรังสีเอกซ์และวิทยุรวมถึงในบริเวณที่มองเห็นได้ของสเปกตรัมในรูปแบบขององค์ประกอบการปล่อยก๊าซที่มีการกระจัดเป็นระยะด้วยความเร็วเชิงสัมพันธ์ (V1343 Aql ).
XND คือโนวารังสีเอกซ์ที่ประกอบด้วยวัตถุอัดร้อน ซึ่งเป็นดาวแคระหรือดาวยักษ์ย่อยระดับสเปกตรัม G-M ระบบที่บางครั้งเพิ่มความสว่างอย่างรวดเร็ว 4-9m V พร้อมกันในช่วงความยาวคลื่นแสงและรังสีเอกซ์โดยไม่ต้องดีดเปลือกออก ระยะเวลาของการระบาดนานถึงหลายเดือน (V616 จ.)
XNG คือรังสีเอกซ์โนวา ซึ่งมีองค์ประกอบหลักเป็นยักษ์ยวดหรือยักษ์ในสเปกตรัมยุคแรกๆ และสหายเป็นวัตถุอัดแน่นร้อน เมื่อส่วนประกอบหลักลุกเป็นไฟ มวลที่ปล่อยออกมาจะตกลงบนวัตถุที่มีขนาดกะทัดรัด ทำให้เกิดรังสีเอกซ์โดยมีการหน่วงเวลาอย่างมาก แอมพลิจูดอยู่ในลำดับ l-2m V (V725 Tau)
XP - ระบบเอ็กซ์เรย์พร้อมพัลซาร์ องค์ประกอบหลักมักจะเป็นยักษ์ใหญ่ทรงรีของชั้นสเปกตรัมยุคแรก เอฟเฟกต์การสะท้อนมีขนาดเล็กมาก และความแปรปรวนของความสว่างส่วนใหญ่เกิดจากการหมุนของส่วนประกอบหลักทรงรี ระยะเวลาการเปลี่ยนแปลงความสว่างมีตั้งแต่ 1 ถึง 10 วัน ระยะเวลาของพัลซาร์ในระบบคือตั้งแต่ 1 วินาทีถึง 100 นาที ความกว้างของการเปลี่ยนแปลงความสว่างมักจะไม่เกินสองสามในสิบของขนาด (Vel X-1 = GP Vel)
XPR - ระบบเอ็กซ์เรย์พร้อมพัลซาร์ซึ่งมีเอฟเฟกต์การสะท้อน ประกอบด้วยองค์ประกอบหลักของคลาสสเปกตรัม dB-dF และพัลซาร์รังสีเอกซ์ ซึ่งสามารถเป็นแบบออปติคัลได้เช่นกัน เมื่อส่วนประกอบหลักสัมผัสกับการฉายรังสีเอกซ์ ความสว่างเฉลี่ยของระบบจะสูงสุด ในช่วงระยะเวลาที่มีกิจกรรมต่ำของแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ -
น้อยที่สุด ความกว้างของการเปลี่ยนแปลงความสว่างทั้งหมดสามารถเข้าถึง 2-3m V (HZ Her)
XPRM คือระบบรังสีเอกซ์ที่ประกอบด้วยดาวแคระ dK-dM และพัลซาร์ที่มีสนามแม่เหล็กแรงสูง การสะสมของสสารบนขั้วแม่เหล็กของวัตถุที่มีขนาดกะทัดรัดจะมาพร้อมกับการปรากฏตัวของโพลาไรเซชันเชิงเส้นและแบบวงกลมที่แปรผันของรังสี ดังนั้นบางครั้งระบบเหล่านี้จึงเรียกว่าขั้ว โดยทั่วไป แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างจะอยู่ที่ 1m V แต่เมื่อส่วนประกอบหลักถูกฉายรังสีด้วยรังสีเอกซ์ ความสว่างโดยเฉลี่ยของระบบจะเพิ่มขึ้น 3m V แอมพลิจูดรวมของการเปลี่ยนแปลงความสว่างสามารถสูงถึง 4- 5m V (เป็นของเธอ เป็น UMa)
ถ้าการแผ่รังสีเอกซ์โดยตรงซึ่งเกิดขึ้นที่ขั้วแม่เหล็กของวัตถุอัดร้อนที่กำลังหมุนอยู่ไม่ข้ามตำแหน่งของผู้สังเกต และระบบไม่รับรู้ว่าเป็นพัลซาร์ ตัวอักษร P ในการกำหนดเชิงสัญลักษณ์ข้างต้นสำหรับประเภทของระบบรังสีเอกซ์คือ ไม่มา. หากระบบรังสีเอกซ์เกิดคราสหรือทรงรี การกำหนดประเภทจะนำหน้าด้วยสัญลักษณ์ E หรือ ELL รวมกับการกำหนดนี้ด้วยเครื่องหมาย + (เช่น E+X หรือ ELL + X)

ดาวฤกษ์และวัตถุอวกาศประเภทอื่นๆ ที่ถ่ายสำหรับดาวแปรแสง

BLLAC - วัตถุนอกกาแลคซีประเภท BL Lizard (BL Lac) วัตถุกึ่งดาวฤกษ์ขนาดกะทัดรัดมีลักษณะเป็นสเปกตรัมที่เกือบจะต่อเนื่องโดยมีเส้นการแผ่รังสีและการดูดกลืนแสงที่อ่อนมาก และความสว่างที่ไม่สม่ำเสมอจะเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วด้วยแอมพลิจูดสูงถึง 3 เมตร V หรือมากกว่านั้น แหล่งที่มาของรังสีเอกซ์ที่รุนแรงและการปล่อยคลื่นวิทยุ ซึ่งแสดงโพลาไรเซชันเชิงเส้นที่รุนแรงและแปรผันได้ของรังสีในบริเวณแสงและอินฟราเรดของสเปกตรัม วัตถุดังกล่าวจำนวนเล็กน้อยซึ่งเข้าใจผิดว่าเป็นดาวแปรแสงและได้รับการกำหนดตำแหน่งที่เหมาะสม ดูเหมือนจะยังคงปรากฏอยู่ในตารางรายการหลักเป็นครั้งคราว
CST เป็นดวงดาวถาวร ครั้งหนึ่งพวกเขาถูกสงสัยว่ามีความสว่างที่แปรผัน และได้แสดงการเร่งรีบในการมอบหมายการกำหนดขั้นสุดท้ายให้กับพวกเขา การสังเกตเพิ่มเติมไม่ได้ยืนยันความแปรปรวน
GAL เป็นวัตถุนอกกาแลคซีเสมือนที่แปรผันได้ทางแสง (นิวเคลียสของกาแลคซีกัมมันต์) ซึ่งเข้าใจผิดว่าเป็นดาวแปรแสง
L: - ดาวแปรแสงที่ยังไม่ได้สำรวจซึ่งมีการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างช้าๆ
QSO เป็นวัตถุนอกกาแลคซีกึ่งดาวฤกษ์ที่แปรผันได้ทางสายตา (ควาซาร์) ซึ่งเข้าใจผิดว่าเป็นดาวแปรแสง
S: - ดาวแปรแสงที่ยังไม่ได้สำรวจซึ่งมีการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างรวดเร็ว
* - ดาวแปรแสงเฉพาะที่ไม่เข้าข่ายการจำแนกประเภทที่อธิบายไว้ข้างต้น เห็นได้ชัดว่าสิ่งเหล่านี้เป็นระยะเปลี่ยนผ่านระยะสั้นจากความแปรปรวนประเภทหนึ่งไปยังอีกประเภทหนึ่ง หรือระยะเริ่มต้นและขั้นสุดท้ายของวิวัฒนาการของประเภทเหล่านี้ หรือตัวแทนของความแปรปรวนความสว่างประเภทใหม่ในอนาคตที่มีการศึกษาไม่เพียงพอ
หากดาวแปรแสงมีความแปรปรวนของความสว่างหลายประเภทพร้อมกัน ประเภทเหล่านี้จะถูกรวมไว้ในคอลัมน์ “ประเภท” โดยมีเครื่องหมาย + (เช่น E+UG, UV+BY)
แม้จะมีความก้าวหน้าอย่างมากในการทำความเข้าใจกระบวนการของความแปรปรวนของดาวฤกษ์ แต่การจำแนกประเภทที่ใช้ในบัญชีรายชื่อยังห่างไกลจากความสมบูรณ์แบบ สิ่งนี้ใช้ได้กับตัวแปรที่ระเบิดได้ ทางชีวภาพและคล้ายโนวา แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ และวัตถุแปลกประหลาด เราจะทำงานต่อไปเพื่อชี้แจงการจำแนกดาวแปรแสง โดยหวังว่าจะได้รับความคิดเห็นเชิงวิพากษ์วิจารณ์และคำแนะนำที่เป็นประโยชน์จากผู้เชี่ยวชาญ

ในสมัยโบราณอันห่างไกล ผู้คนมักหันไปมองดูดวงดาว นักปรัชญาและนักโหราศาสตร์ นักบวช และนักปราชญ์ได้ศึกษาโลกลึกลับนี้ คุณคิดว่าเรารู้จักกลุ่มดาวมากมายได้อย่างไร แม้แต่ในสมัยโบราณ ผู้คนก็สังเกตเห็นว่าท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาวนั้นแทบจะไม่เปลี่ยนแปลงเลย และดวงดาวเองก็ไม่ได้เปลี่ยนความแวววาวของมันด้วย นี่คือวิธีที่บรรพบุรุษของเราเริ่มเชื่อว่าโลกแห่งสวรรค์ไม่เปลี่ยนแปลง แต่โลกทางโลกของเราเปลี่ยนแปลงอยู่ตลอดเวลา นี่อาจเป็นเหตุผลว่าทำไมเทพเจ้าทุกศาสนาและโลกทัศน์จึงอาศัยอยู่บนท้องฟ้าหรือในกลุ่มดาว สัตว์ผู้ยิ่งใหญ่ วีรบุรุษในตำนาน และกษัตริย์ต่างถูกทำให้เป็นอมตะในกลุ่มดาวต่างๆ แต่บางครั้ง "ผู้บุกรุก" ก็ปรากฏขึ้น สิ่งเหล่านี้เป็นดาวที่สว่างมากซึ่งจู่ๆ ก็สว่างจ้าขึ้นมาและหลังจากนั้นช่วงระยะเวลาหนึ่งก็หายไป เหล่านี้เป็นดาวดวงใหม่ และปรากฏการณ์นี้ก็ไม่ได้เกิดขึ้นบ่อยนัก และนักวิทยาศาสตร์ในสมัยนั้นเรียกสิ่งเหล่านั้นว่าไม่มีจริง สิ่งที่ในสมัยก่อนเรียกว่าโนวา ปัจจุบันจัดเป็นหนึ่งในสองประเภทของตัวแปรที่สำคัญ: โนวาหรือซุปเปอร์โนวา จนกระทั่งถึงศตวรรษที่ 16 นักวิทยาศาสตร์ไม่รู้จักดาวแปรแสงดวงอื่นเลย อย่างไรก็ตาม มีตำนานว่าชื่อของดาวแห่งเซอุส - อัลกอล (ภาษาอาหรับ - "ดาวแห่งปีศาจ") - ปรากฏขึ้นเนื่องจากความแปรปรวนที่ชาวอาหรับโบราณกล่าวหาว่าสังเกตเห็น (และเป็นที่รู้จักกันดีในปัจจุบัน)

ในปี ค.ศ. 1596 นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน เดวิด ฟาบริซิอุส ค้นพบดาวดวงใหม่ที่มีขนาด 2 ในกลุ่มดาวเซตุส เขาเฝ้าดูมันอยู่พักหนึ่ง และตามปกติ สิ่งใหม่ก็หายไปอย่างไร้ร่องรอย แต่โดยไม่คาดคิด ในปี 1609 ฟาบริซิอุสก็พบเธอบนสวรรค์อีกครั้ง! นี่เป็นวิธีที่ค้นพบดาวแปรแสงเป็นครั้งแรก ซึ่งเปลี่ยนความสว่างของมันไปอย่างมาก บางครั้งมันก็มองไม่เห็นด้วยตาเปล่า บางครั้งมันก็สว่างขึ้นอีกครั้ง แต่ก็ไม่ได้หายไปตลอดกาล เป็นที่น่าสนใจว่าในช่วงเวลาระหว่างการค้นพบ Fabricius ทั้งสองครั้งในปี 1603 ดาวดวงนี้ถูกสังเกตโดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันอีกคนหนึ่ง Johann Bayer ผู้เขียนแผนที่ดาวที่สมบูรณ์ดวงแรกบนท้องฟ้า เขาไม่ได้สังเกตเห็นความแปรปรวน แต่เขาใส่ดาวลงบนแผนที่แผนที่ของเขาภายใต้ชื่อ Omicron Ceti ชื่ออื่นของมันคือ Mira Whale หรือเรียกง่ายๆ ว่า Mira (ภาษาละตินแปลว่า "น่าทึ่ง")

ดังนั้น, ดาวแปรแสง- เหล่านี้คือดาวฤกษ์ที่ความสว่างเปลี่ยนแปลง จนถึงขณะนี้ นักดาราศาสตร์ยังไม่มีความเห็นพ้องต้องกันว่าการเปลี่ยนแปลงความสว่างเพียงเล็กน้อยนั้นเพียงพอที่จะจำแนกดาวฤกษ์ในระดับใดระดับหนึ่งได้ ดังนั้น รายการดาวแปรแสงจึงรวมดาวทุกดวงที่สามารถตรวจพบการผันผวนของความสว่างแม้เพียงเล็กน้อยได้อย่างน่าเชื่อถือ ขณะนี้ในกาแล็กซีของเรามีการรู้จักดาวแปรแสงหลายหมื่นดวง (เป็นที่น่าสังเกตว่าคน ๆ เดียวค้นพบดาวแปรแสงประมาณ 10,000 ดวง - นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน Kuno Hofmeister) และจำนวนนี้เติบโตอย่างรวดเร็วด้วยวิธีสังเกตที่แม่นยำสมัยใหม่ จำนวนดาวแปรแสงที่ค้นพบในกาแลคซีอื่นมีมากกว่าหมื่นดวง
ดาวแปรแสงประเภทหลัก

ดาวแปรแสงมีความแตกต่างกันในด้านมวล ขนาด อายุ สาเหตุของความแปรปรวน และถูกแบ่งออกเป็นกลุ่มใหญ่ๆ หลายกลุ่ม หนึ่งในนั้น - ดาวเร้าใจความสว่างที่เปลี่ยนแปลงเนื่องจากความผันผวนของขนาด ดวงดาวเป็นของพวกเขา เหมือนมิร่า, หรือ โลกเป็นดาวยักษ์แดงที่เปลี่ยนความสว่างได้หลายขนาดโดยมีระยะเวลาโดยเฉลี่ยตั้งแต่หลายเดือนถึงหนึ่งปีครึ่ง ท่ามกลางดวงดาวที่เร้าใจนั้นน่าสนใจมาก เซเฟอิดส์ตั้งชื่อตามตัวแปรเปิดตัวแรกของประเภทนี้ - Cepheus เซเฟอิดส์- เหล่านี้เป็นดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างสูงและอุณหภูมิปานกลาง (ดาวยักษ์ใหญ่สีเหลือง) ในระหว่างวิวัฒนาการ พวกเขาได้รับโครงสร้างพิเศษที่ระดับความลึกหนึ่ง โดยมีชั้นปรากฏขึ้นเพื่อสะสมพลังงานที่มาจากส่วนลึกแล้วปล่อยออกมาอีกครั้ง ดาวฤกษ์จะหดตัวเป็นระยะ ร้อนขึ้น ขยายตัวและเย็นลง ดังนั้น พลังงานรังสีจึงถูกดูดซับโดยก๊าซดาวฤกษ์จนทำให้เกิดไอออน หรือปล่อยออกมาอีกครั้งเมื่อไอออนจับอิเล็กตรอนและปล่อยควอนตาแสงออกมาในขณะที่ก๊าซเย็นตัวลง เป็นผลให้ความสว่างของเซเฟอิดเปลี่ยนไปตามกฎหลายครั้งในระยะเวลาหลายวัน ฟิสิกส์ของการเต้นเป็นจังหวะของ Cepheid ได้รับการอธิบายได้สำเร็จเป็นครั้งแรกในช่วงทศวรรษที่ 50 นักวิทยาศาสตร์โซเวียต S. A. Zhevakin

เซเฟอิดส์มีบทบาทพิเศษในด้านดาราศาสตร์ ในปี 1908 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน เฮนเรียตตา เลวิตต์ ซึ่งศึกษาเซเฟอิดในกาแลคซีแมเจลแลนเล็กในกาแลคซีใกล้เคียงแห่งหนึ่ง สังเกตเห็นว่าดาวเหล่านี้สว่างขึ้นตามระยะเวลาการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่ยาวนานขึ้น เมฆแมเจลแลนเล็กมีขนาดเล็กเมื่อเทียบกับระยะห่าง ซึ่งหมายความว่าความสว่างที่ปรากฏต่างกันจะสะท้อนถึงความส่องสว่างที่แตกต่างกัน ด้วยความสัมพันธ์ระหว่างคาบกับความส่องสว่างที่ Leavitt พบ ทำให้ง่ายต่อการคำนวณระยะทางไปยังเซเฟอิดแต่ละตัวโดยการวัดความสว่างโดยเฉลี่ยและคาบของความแปรปรวน และเนื่องจากซุปเปอร์ไจแอนต์มองเห็นได้ชัดเจน เซเฟอิดจึงสามารถใช้เพื่อกำหนดระยะทางได้แม้กระทั่งกาแลคซีที่อยู่ห่างไกลออกไปซึ่งพวกมันถูกสำรวจอยู่ มีเหตุผลประการที่สองสำหรับบทบาทพิเศษของเซเฟอิดส์ ในยุค 60 นักดาราศาสตร์โซเวียต ยูริ นิโคลาเยวิช เอฟฟรีมอฟ พบว่ายิ่งช่วงเซเฟอิดยาวนานเท่าไร ดาวดวงนี้ก็จะอายุน้อยกว่าเท่านั้น การใช้ความสัมพันธ์ระหว่างช่วงอายุทำให้การระบุอายุของเซเฟอิดแต่ละตัวไม่ใช่เรื่องยาก ด้วยการเลือกดาวฤกษ์ที่มีคาบมากที่สุดและศึกษากลุ่มดาวฤกษ์ที่พวกมันอยู่ นักดาราศาสตร์กำลังสำรวจโครงสร้างอายุน้อยที่สุดในดาราจักร

เซเฟอิดส์เป็นมากกว่าดาวฤกษ์ที่เร้าใจอื่นๆ สมควรได้รับชื่อตัวแปรเป็นระยะ การเปลี่ยนแปลงความสว่างแต่ละรอบที่ตามมามักจะเกิดขึ้นซ้ำกับรอบก่อนหน้าอย่างแม่นยำมาก อย่างไรก็ตาม มีข้อยกเว้น ที่มีชื่อเสียงที่สุดคือดาวเหนือ มีการค้นพบมานานแล้วว่ามันเป็นของเซเฟอิดส์ แม้ว่ามันจะเปลี่ยนความสว่างภายในขอบเขตที่ค่อนข้างไม่มีนัยสำคัญก็ตาม แต่ในช่วงไม่กี่ทศวรรษที่ผ่านมา ความผันผวนเหล่านี้เริ่มจางหายไปและในช่วงกลางทศวรรษที่ 90 ดาวเหนือหยุดเต้นเป็นจังหวะแล้ว มันจะเป็นนิรันดร์หรือไม่ - อนาคตจะแสดงออกมา

นอกจากเซเฟอิดส์และมิรัสแล้ว ยังมีดาวฤกษ์ประเภทอื่น ๆ อีกมากมายที่เร้าใจ บางส่วนตรงกันข้ามกับเซเฟอิดส์ซึ่งเป็นตัวแทนที่เก่าแก่ที่สุดของประชากรดาวฤกษ์ ดังนั้นตัวแปรที่เร้าใจ ประเภท RR ไลราพบมากในกระจุกดาวทรงกลมที่มีอายุมากกว่า 12 พันล้านปี

ดาวที่เต้นเป็นจังหวะในแง่หนึ่งคล้ายกับลูกตุ้มสปริงที่สั่นไหว: ความแข็งของสปริงที่คล้ายคลึงกันคือความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์วิวัฒนาการ: ขนาดของพวกมันเปลี่ยนไป และด้วยเหตุนี้ความหนาแน่นเฉลี่ยของพวกมันจึงเปลี่ยนไป ทั้งหมดนี้สะท้อนให้เห็นในความถี่การสั่นของ "สปริงดาว" ด้วยการวัดความสว่างของดาวฤกษ์ที่กระเพื่อมอย่างเป็นระบบ การระบุคาบการสั่นด้วยความแม่นยำสูงจึงไม่ใช่เรื่องยาก เมื่อเปลี่ยนช่วงเวลา คุณจะเข้าใจได้ว่าดาวดวงนี้กำลังผ่านขั้นตอนใด

ไม่เพียงแต่ตัวแปรที่เร้าใจเท่านั้นที่ดึงดูดความสนใจของนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์อย่างใกล้ชิด เรียกว่า ระเบิด(หรือ ความหายนะ) ดาวฤกษ์เป็นตัวอย่างหนึ่งของกระบวนการที่ซับซ้อนในระบบดาวคู่ซึ่งมีระยะห่างระหว่างองค์ประกอบต่างๆ ไม่มากไปกว่าขนาดของมันมากนัก อันเป็นผลมาจากอันตรกิริยาของส่วนประกอบต่างๆ สสารจากชั้นผิวของดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นน้อยกว่าเริ่มไหลไปยังดาวฤกษ์อีกดวงหนึ่ง ในตัวแปรระเบิดส่วนใหญ่ ดาวฤกษ์ที่ก๊าซไหลผ่านคือดาวแคระขาว หากมีสสารจำนวนมากสะสมบนพื้นผิวและปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์เริ่มขึ้นอย่างกะทันหัน จะสังเกตได้ว่ามีการระบาดของโนวา ในบริเวณที่มองเห็นได้ของสเปกตรัม ความสว่างจะเพิ่มขึ้นอย่างน้อย 6 ขนาด และบางครั้งก็มากกว่านั้นมาก (nova V 1500 Cygni ซึ่งสว่างขึ้นในปี 1975 ได้เพิ่มความสว่างขึ้นประมาณ 19 ขนาด!) ระยะเวลารวมของการระบาดรอบใหม่คือประมาณหนึ่งปีหรือมากกว่านั้น

แต่ถึงแม้จะไม่มีกระบวนการที่รุนแรงเช่นนี้ ระบบดาวคู่แบบปิดก็สามารถเป็นดาวแปรผันที่น่าสนใจได้ สสารที่ไหลไม่ตกลงสู่พื้นผิวดาวแคระขาวในทันที หากไม่มีสนามแม่เหล็กแรงสูง ก๊าซจะก่อตัวเป็นจานรอบดาวแคระขาว จานนี้ไม่เสถียร ซึ่งเป็นผลให้ดาวฤกษ์อาจพบแสงแฟลร์ ซึ่งมีขนาดเล็กกว่าดวงใหม่และมีระยะเวลาสั้นกว่ามาก (ปกติจะใช้เวลาหลายวันตั้งแต่จุดติดไฟจนถึงการสูญพันธุ์) ตัวแปรดังกล่าวเรียกว่า โนวาแคระหรือ แฝดตัวแปรชนิด U. หากดาวแคระขาวมีสนามแม่เหล็กแรง สสารตกลงบนดาวฤกษ์ในบริเวณขั้ว และธรรมชาติของความแปรปรวนจะซับซ้อนยิ่งขึ้น

แม้ว่าภายนอกจะคล้ายกับการระบาดของโนวา แต่ปรากฏการณ์ของซูเปอร์โนวามีลักษณะที่แตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง มันอาจเป็นหนึ่งในขั้นตอนสุดท้ายในชีวิตของดาวฤกษ์ เมื่อมันหดตัวลงอย่างหายนะ โดยสูญเสียแหล่งพลังงานหลักของดาวฤกษ์

หากระบบดาวคู่เช่นโนวาหรือโนวาแคระมีดาวนิวตรอนหรือหลุมดำแทนที่จะเป็นดาวแคระขาว ระบบก็สามารถสังเกตได้ว่าเป็นดาวแปรผัน และในขณะเดียวกันก็จะเป็นแหล่งรังสีเอกซ์ที่รุนแรง . หลังจากค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ใหม่ นักดาราศาสตร์มักจะพบดาวแปรแสงดวงหนึ่งในบริเวณเดียวกันของท้องฟ้า จากนั้นพวกเขาก็พิสูจน์ได้ว่าดาวแปรแสงดวงนี้เป็นดาวแปรแสงที่เปล่งรังสีเอกซ์ออกมา ด้วยการศึกษาดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และหลุมดำในระบบดาวแปรแสง นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์จึงศึกษาสสารในรัฐที่ไม่สามารถแพร่พันธุ์ได้ในห้องปฏิบัติการฟิสิกส์

กลุ่มตัวแปรพิเศษคือดาวอายุน้อยที่สุดซึ่งก่อตัวเมื่อไม่นานมานี้ (ในระดับจักรวาล) ในบริเวณที่มีความเข้มข้นของก๊าซระหว่างดาว ดาวดังกล่าวถูกค้นพบครั้งแรกในศตวรรษที่ 19 นักดาราศาสตร์ชาวรัสเซีย Otto Vasilyevich Struve ในบริเวณที่ซับซ้อนขนาดใหญ่รอบเนบิวลานายพราน ซึ่งเป็นเหตุผลว่าทำไมพวกเขาจึงเริ่มถูกเรียกว่า ตัวแปรนายพราน. พวกเขามักจะถูกเรียกว่า ตัวแปร T ทอรีตามคำบอกเล่าของดาวแปรแสงอายุน้อยดวงหนึ่ง ตัวแปรนายพรานมักจะเปลี่ยนความสว่างในลักษณะสุ่ม แต่บางครั้งก็แสดงสัญญาณของคาบที่เกี่ยวข้องกับการหมุนรอบแกนของมันด้วย

เรารู้จักดาวที่น่าสนใจเพียงสองหรือสามโหลเท่านั้น แบบ R ของมงกุฎเหนือซึ่งเป็นคุณลักษณะเฉพาะที่พูดเป็นรูปเป็นร่างว่า "ไฟถอยหลัง" ดาวฤกษ์ที่ให้ชื่อตัวแปรประเภทนี้ บางครั้งความสว่างก็ลดลงหลายระดับ (มากถึง 8 แมกนิจูด) แล้วค่อย ๆ คืนความสว่างกลับคืนมาเป็นเวลาหลายสัปดาห์หรือหลายเดือน บรรยากาศของดาวฤกษ์ดังกล่าวมีองค์ประกอบทางเคมีที่ผิดปกติ: พวกมันขาดองค์ประกอบที่พบมากที่สุดในจักรวาลนั่นคือไฮโดรเจน แต่มีฮีเลียมและคาร์บอนจำนวนมาก สันนิษฐานว่าคาร์บอนควบแน่นเป็นกระแสของวัสดุที่ไหลจากพื้นผิวดาวฤกษ์ทำให้เกิดเขม่าซึ่งดูดซับรังสี ดาวประเภท R บางดวงในโคโรนาตอนเหนือก็มีจังหวะเป็นจังหวะหลายสิบวันเช่นกัน

ดาวแปรแสงที่อธิบายไว้ข้างต้นเปลี่ยนความสว่างอันเป็นผลจากกระบวนการทางกายภาพที่ซับซ้อนภายในหรือบนพื้นผิว หรือเป็นผลจากอันตรกิริยาในระบบดาวคู่ที่ใกล้ชิด นี้ ตัวแปรทางกายภาพดาว (แน่นอนว่าไม่ใช่ทุกสายพันธุ์ที่ได้รับการพิจารณาที่นี่) อย่างไรก็ตาม มีการพบดาวฤกษ์หลายดวงที่มีความแปรปรวนซึ่งอธิบายได้ด้วยเอฟเฟ็กต์ทางเรขาคณิตล้วนๆ รู้จักกันนับพัน ตัวแปรคราสดาวฤกษ์ในระบบเลขฐานสอง ส่วนประกอบของพวกมันเคลื่อนที่ไปตามวงโคจรของมันบางครั้งก็มาทีละชิ้น ดาวแปรแสงสุริยุปราคาที่มีชื่อเสียงที่สุดคืออัลกอล ในระบบนี้ ส่วนประกอบต่างๆ จะไม่อยู่ใกล้กันเกินไป ดังนั้นรูปร่างจึงบิดเบี้ยวเล็กน้อยจากการโต้ตอบ - เกือบจะเป็นทรงกลม ตัวแปรเช่น Algol แทบจะไม่เปลี่ยนความสว่างจนกระทั่งเกิดคราส การตรวจจับความแปรปรวนนั้นไม่ใช่เรื่องง่าย เนื่องจากระยะเวลาของคราสมักจะสั้นเมื่อเทียบกับช่วงเวลาที่ความสว่างของดาวฤกษ์คงที่ แต่ก็มีตัวแปรคราสอื่นๆ อีกเช่นกัน ส่วนประกอบของพวกมันมีรูปร่างของทรงรียาว - ดังนั้นแรงดึงดูดของพวกมันแต่ละตัวจึงมีอิทธิพลต่อเพื่อนบ้านอย่างมาก ในระหว่างการหมุนวงโคจรของวัตถุดังกล่าว ความสว่างจะเปลี่ยนแปลงอย่างต่อเนื่อง และค่อนข้างยากที่จะระบุได้ว่าคราสเริ่มต้นเมื่อใด

ความสว่างอาจไม่สอดคล้องกันเนื่องจากมีจุดมืดหรือจุดสว่างบนพื้นผิวดาวฤกษ์ เมื่อหมุนรอบแกนของมัน ดาวฤกษ์จะหันไปหาผู้สังเกตการณ์บนโลกด้วยด้านที่สว่างกว่าหรือมืดกว่า ดาวแคระเย็นบางดวงมีจุดคล้ายกับดวงอาทิตย์ แต่เนื่องจากพวกมันครอบครองพื้นที่ส่วนใหญ่ของจาน ความแปรปรวนระหว่างการหมุนตามแกนจึงค่อนข้างสังเกตได้ชัดเจน

จุดดวงอาทิตย์มีขนาดเล็ก หากคุณสังเกตดวงอาทิตย์จากระยะไกลเหมือนดาวฤกษ์ ความแปรปรวนของมันไม่น่าจะสังเกตเห็นได้ชัดเจน การตรวจจับจากโลกทำได้ยากยิ่งขึ้น - ดวงอาทิตย์สว่างเกินไป อย่างไรก็ตาม สำหรับมนุษย์ ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่สำคัญที่สุดที่ชีวิตบนโลกของเราต้องพึ่งพาอาศัยกัน ดังนั้นจึงให้ความสนใจเป็นพิเศษกับดวงอาทิตย์ การศึกษาพิเศษจากยานอวกาศได้พิสูจน์แล้วว่า เมื่อจุดขนาดใหญ่ผ่านจานสุริยะ แสงจะส่องมายังโลกน้อยลงเล็กน้อย ดังนั้นดวงอาทิตย์จึงอาจถือว่าอ่อนแอได้ ตัวแปรที่เห็นดาว. ความแปรปรวนเล็กน้อยของดวงอาทิตย์ยังถูกสังเกตด้วยคาบเท่ากับวัฏจักร 11 ปีของกิจกรรมสุริยะ

บ่อยครั้งที่ความแปรปรวนทางเรขาคณิตรวมกับความแปรปรวนทางกายภาพ ดังนั้น ดาวแคระแดงจำนวนมากจึงเป็นตัวแปรแบบพบเห็นและในขณะเดียวกันก็อยู่ในตัวแปรทางกายภาพประเภทหนึ่งที่พบบ่อยที่สุด - กระพริบมุ่งสู่ดาว. แสงแฟลร์ของดาวฤกษ์ดังกล่าวมีลักษณะคล้ายกับเปลวสุริยะบางประเภท แต่มีพลังมากกว่ามาก บางครั้งในระหว่างแสงแฟลร์ที่กินเวลาไม่กี่นาที ความสว่างของดาวฤกษ์จะเพิ่มขึ้นหลายขนาด (โปรดจำไว้ว่าความแตกต่างหนึ่งขนาดหมายถึงความแตกต่างในการส่องสว่างประมาณ 2.5 เท่า) ลองนึกภาพว่าจะเกิดอะไรขึ้นหากในระหว่างที่เกิดเปลวสุริยะ แสงมายังโลกมากขึ้นสองเท่าตามปกติ!

ดาวฤกษ์ที่ความสว่างเปลี่ยนแปลงไปเนื่องจากเลนส์ไมโครหรือคราสโดยดาวเคราะห์เล็กในระบบสุริยะ กล่าวคือ ปรากฏการณ์ที่ไม่เกี่ยวข้องกับกระบวนการในตัวดาวฤกษ์นั้น ไม่ถือเป็นตัวแปร

การสังเกตดาวแปรแสงแบบสมัครเล่น

วิธีการวิจัยทางวิทยาศาสตร์สมัยใหม่มีความซับซ้อนมากการใช้อย่างถูกต้องต้องได้รับการฝึกอบรมพิเศษเป็นเวลาหลายปี หากไม่มีมันก็เป็นไปไม่ได้ที่จะสร้างทฤษฎีทางกายภาพใหม่หรือทำการทดลองอย่างถูกต้อง วิทยาศาสตร์กลายเป็นมืออาชีพเกือบร้อยเปอร์เซ็นต์ อย่างไรก็ตาม ในด้านการศึกษาดาวแปรแสงในปัจจุบัน ในศตวรรษที่ 21 มีกิจกรรมมากมายสำหรับนักดาราศาสตร์สมัครเล่น นักดาราศาสตร์มืออาชีพยังไม่สามารถเก็บดาวแปรแสงแต่ละหมื่นดวงไว้ในขอบเขตการมองเห็นได้ โอกาสดังกล่าวอาจปรากฏขึ้นหลังจากองค์กรติดตามท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาวทั้งหมดโดยอัตโนมัติพร้อมการประมวลผลข้อมูลบนคอมพิวเตอร์ที่ทรงพลังอย่างรวดเร็ว ในระหว่างนี้ นักดาราศาสตร์สมัครเล่น (หลายคนรวมตัวกันเป็นสมาคม) สังเกตดาวแปรแสงหลายดวง ซึ่งส่วนใหญ่สว่าง และให้ข้อมูลอันมีค่าแก่สถาบันวิทยาศาสตร์ดาราศาสตร์เกี่ยวกับการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวเหล่านั้น

สมาคมมีปฏิสัมพันธ์อย่างมีประสิทธิภาพกับสถาบันดาราศาสตร์มืออาชีพ ตัวอย่างเช่น นักดาราศาสตร์สั่งให้สมาชิกติดตามเมื่อโนวาแคระจำนวนหนึ่งจะลุกเป็นไฟ เพื่อว่าเมื่อได้รับข้อความเกี่ยวกับมัน พวกเขาสามารถเริ่มสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ได้ทันที การมีส่วนร่วมของนักดาราศาสตร์สมัครเล่นในการสังเกตตัวแปรต่างๆ เช่น มิราเซติ ซึ่งพวกเขาดำเนินการมานานหลายทศวรรษนั้นมีคุณค่าอย่างยิ่ง ผลการวิจัยได้รับการตีพิมพ์ในสิ่งพิมพ์ของสมาคมผู้สังเกตการณ์ดาวแปรแสงแห่งอเมริกาและสมาคมอื่นๆ ที่คล้ายกัน

บ่อยครั้งที่นักดาราศาสตร์สมัครเล่นเป็นคนแรกที่สังเกตเห็นการปะทุของดาวดวงใหม่ ความสำเร็จที่ยิ่งใหญ่ที่สุดเมื่อเร็วๆ นี้ตกเป็นของผู้สังเกตการณ์ชาวญี่ปุ่นที่รวมตัวกันเป็นสมาคมด้วย พวกเขาใช้อีเมลในการติดต่ออย่างต่อเนื่อง ช่วยเหลือซึ่งกันและกันในการตรวจสอบการค้นพบที่เป็นไปได้ และแจ้งผู้เชี่ยวชาญทันที และนักบวชนิกายโปรเตสแตนต์ อาร์. อีแวนส์ จากออสเตรเลียสามารถจดจำลักษณะที่ปรากฏของบริเวณโดยรอบของกาแลคซีใกล้เคียงจำนวนมาก เพื่อว่าด้วยการเล็งกล้องโทรทรรศน์ไปที่กาแลคซีเหล่านั้น เขาจึงสามารถตรวจสอบ (แม้จะไม่ได้รับความช่วยเหลือจากแผนภูมิดาว) ว่ามีซูเปอร์โนวาหรือไม่ ได้แตกสลายออกไปในกาแล็กซีเหล่านี้ ดังนั้นเขาจึงสามารถค้นพบซุปเปอร์โนวาได้หลายสิบแห่ง

การสังเกตการณ์ดาวแปรแสงแบบสมัครเล่นดำเนินการทั้งในรัสเซียและยูเครน ซึ่งดาวเหล่านั้นมีสมาคมดาวแปรแสงเป็นของตนเอง (เพื่อนร่วมชาติของเราบางคนก็มีส่วนร่วมในการทำงานของสมาคมผู้สังเกตการณ์ดาวแปรแสงแห่งอเมริกาด้วย) พวกเขารายงานผลลัพธ์ที่น่าสนใจที่สุดแก่สถาบันที่เกี่ยวข้องกับปัญหาเหล่านี้

ฉันดำเนินการต่อชุดบทความ "หนังสืออ้างอิงทางดาราศาสตร์" และวันนี้ฉันจะพิจารณาอีกหัวข้อสำคัญที่จะเป็นประโยชน์กับคุณเมื่ออ่านบทความจากหัวข้อนี้ - ดาวแปรแสง. เมื่อเวลาผ่านไป ดวงดาวสามารถเปลี่ยนความสว่าง (ความสุกใส) ได้ เรียกว่าดาวแปรผัน ดาวแปรแสงเปลี่ยนความสว่างเนื่องจากการเปลี่ยนแปลงทางกายภาพในสถานะของดาวฤกษ์เอง เช่นเดียวกับสุริยุปราคา หากเรากำลังพูดถึงระบบดาวคู่ (หลายระบบ) สิ่งเหล่านี้คือดาวแปรแสงที่บดบัง

ดาวแปรสภาพทางกายภาพมีประเภทต่างๆ ดังต่อไปนี้:

เร้าใจ- โดดเด่นด้วยการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างต่อเนื่องและราบรื่น: Cepheids, Miras, ประเภท RR Lyrae, ไม่สม่ำเสมอ, กึ่งปกติ;
ปะทุ- โดดเด่นด้วยการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่ผิดปกติรวดเร็วและรุนแรงซึ่งเกิดจากกระบวนการของธรรมชาติระเบิด (ปะทุ): ดาวดวงใหม่, ซูเปอร์โนวา

ดาวแปรแสงมีชื่อพิเศษ ดาวเหล่านี้ในแต่ละกลุ่มดาวถูกกำหนดโดยลำดับตัวอักษรของอักษรละติน: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, …, AZ, QQ, …, QZ พร้อมด้วยชื่อของกลุ่มดาวที่เกี่ยวข้อง (RR Lyr) ด้วยวิธีนี้ เราสามารถระบุดาวแปรแสงได้ 334 ดวงในแต่ละกลุ่มดาว หากจำนวนเกิน 334 รายการถัดไปจะถูกกำหนดให้เป็น V 335, V 336 เป็นต้น

คราสดาวแปรแสง

คราสดาวแปรแสง- ดาวฤกษ์คู่ใกล้ที่ไม่สามารถแยกออกจากกันได้แม้แต่ในกล้องโทรทรรศน์ที่ทรงพลังที่สุด ขนาดที่ปรากฏเปลี่ยนแปลงไปเนื่องจากการสุริยุปราคาเป็นระยะขององค์ประกอบหนึ่งของระบบต่ออีกองค์ประกอบหนึ่งสำหรับผู้สังเกตการณ์จากโลก ดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างมากกว่านั้นเป็นดาวหลัก และดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างน้อยกว่าคือดาวเทียม ตัวอย่างที่ได้รับความนิยมมากที่สุด ได้แก่ β Perseus (Algol) และ β Lyrae

เนื่องจากการทับซ้อนกันของดาวฤกษ์ดวงหนึ่ง ขนาดรวมจึงเปลี่ยนแปลงเป็นระยะ

โค้งแสง- กราฟที่แสดงการเปลี่ยนแปลงฟลักซ์การแผ่รังสีของดาวฤกษ์ตามเวลา เมื่อดาวฤกษ์มีความสว่างสูงสุด มันก็เป็นเช่นนั้น ยุคสูงสุด, ขั้นต่ำ (หรือสูงสุด) - ยุคขั้นต่ำ. เรียกว่าความแตกต่างระหว่างขนาดดาวฤกษ์สูงสุดและต่ำสุด แอมพลิจูดและช่วงเวลาระหว่างสองค่าสูงสุด (ขั้นต่ำ) คือ ระยะเวลาของความแปรปรวน.

กราฟการเปลี่ยนแปลงฟลักซ์การแผ่รังสีของดาวฤกษ์เมื่อเวลาผ่านไป

จากข้อมูลกราฟ คุณสามารถกำหนดขนาดสัมพัทธ์ของส่วนประกอบและรับแนวคิดทั่วไปเกี่ยวกับรูปร่างได้ ค่าต่ำสุด (หุบเขา) บนกราฟอาจมีขนาดแตกต่างกันขึ้นอยู่กับว่าดาวดวงใดซ้อนทับส่วนประกอบ: ดาวเทียมหลักหรือดาวเทียมหลัก

ปัจจุบัน มีดาวสุริยุปราคาหลายประเภทประมาณ 4,000 ดวงที่เป็นที่รู้จัก คาบการโคจรรอบดาวฤกษ์ขั้นต่ำที่นักดาราศาสตร์รู้จักคือไม่ถึงหนึ่งชั่วโมง สูงสุดคือ 57 ปี

ดาวแปรสภาพทางกายภาพ

เซเฟอิดส์

เซเฟอิดส์ -ยักษ์เร้าใจ F และ G ซึ่งตั้งชื่อตามดาว δ (เดลต้า) เซเฟอิ ระยะเวลาการเต้นของชีพจรอยู่ระหว่าง 1.5 ถึง 50 วัน แอมพลิจูด (ความแตกต่างระหว่างสูงสุดและต่ำสุด) ของความสว่างของ Cepheid สามารถเข้าถึง 1.5 ม. ตัวแทนทั่วไปของเซเฟอิดคือดาวเหนือ

เมื่อความสว่างเปลี่ยนแปลง อุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์ ดัชนีสี และรัศมีของโฟโตสเฟียร์จะเปลี่ยนไป การเต้นเป็นจังหวะของดาวเกิดขึ้นเมื่อความทึบของชั้นนอกของดาวปิดกั้นรังสีบางส่วนจากชั้นใน นี่เป็นเพราะสารฮีเลียมซึ่งแตกตัวเป็นไอออนก่อนจากนั้นจึงเย็นลงและรวมตัวกันอีกครั้ง

กราฟการเปลี่ยนแปลงความสว่าง η Aql (eta Aquila) และ δ Cep (delta Cephei)

ในกาแล็กซีทางช้างเผือกของเราในปัจจุบันมีเซเฟอิดมากกว่า 700 ตัว

ในทางกลับกัน เซเฟอิดจะถูกแบ่งออกเป็น 3 กลุ่มเพิ่มเติม:

Delta Cepheids (Cδ) เป็น Cepheids แบบคลาสสิก
W Virgo (CW) Cepheids ไม่ได้อยู่ในระนาบกาแลคซี มักพบใน. สิ่งที่น่าสนใจคือพวกมันมีอุณหภูมิสูงสุดในช่วงเวลาระหว่างความส่องสว่างสูงสุดและต่ำสุด
Zeta Cepheids (Cζ) เป็น Cepheids ที่มีแอมพลิจูดต่ำ พวกมันมีเส้นโค้งแสงที่สมมาตร

RR ไลเร สตาร์

ประเภทที่แยกจากกันรวมถึงดาวประเภทนั้นด้วย RR ไลรา. เหล่านี้เป็นยักษ์สเปกตรัมคลาส A ระยะเวลาความแปรปรวนของดาวฤกษ์เหล่านี้อยู่ที่ 0.2 - 1.2 วัน พวกมันเปลี่ยนความสว่างอย่างรวดเร็ว โดยแอมพลิจูดถึงหนึ่งแมกนิจูด เมื่อความสว่างเปลี่ยนแปลง ดัชนีสีจะเปลี่ยน ซึ่งสัมพันธ์กับการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์ สูงสุด ดาวจะสว่างขึ้น (เปลี่ยนเป็นสีขาว) เช่น มันเริ่มร้อนขึ้น รัศมีของดาวฤกษ์ (ความเร็วในแนวรัศมี) ก็เปลี่ยนไปเช่นกัน

ดาวประเภทนี้ส่วนใหญ่กระจุกตัวอยู่ในกระจุกดาวทรงกลม ด้านล่าง (สเปกตรัม-ความส่องสว่าง) แสดงตำแหน่งโดยประมาณของดาวเซเฟอิดส์และดาว RR Lyrae:

ภาพที่นำมาจากวิกิพีเดีย

มิริดส์

Mirids ถูกเรียกแตกต่างกัน ดาวแปรแสงคาบยาว. เหล่านี้คือดาวประเภท ω (โอเมก้า) เซติ แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างถึงขนาดที่ 10 (!) ระยะเวลาของความแปรปรวนจะแตกต่างกันอย่างมากและอยู่ในช่วง 90 - 730 วัน

มิราสประกอบด้วยสเปกตรัมคลาส M (และ S และ N เพิ่มเติม - เย็นกว่าด้วยซ้ำ)

ความแปรปรวนของความสว่างเกิดขึ้นเนื่องจากความผันผวนของอุณหภูมิ มิรัสรวมถึงดาวฤกษ์ที่มีเส้นเปล่งแสงปรากฏในสเปกตรัม

ตัวแปรไม่ถูกต้อง

เหล่านี้คือดาวฤกษ์ที่แสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างไม่อาจคาดเดาได้ สังเกตได้ยากและต้องใช้เวลามากขึ้นในการพิจารณาลักษณะของพวกมัน ตัวแทนของดาวประเภทนี้คือ μ (mu) Cephei

แอมพลิจูดของการเปลี่ยนแปลงความสว่างจะต้องไม่เกินหนึ่งขนาด สูตรไม่สามารถกำหนดช่วงเวลาสูงสุดหรือต่ำสุดได้ หรือสามารถคำนวณความถี่ได้ เส้นโค้งแสงอาจมีคาบได้ถึง 4,500 วัน ในหนังสือดาราศาสตร์ฉันพบกราฟของดาว μ Cephei ซึ่งคำนวณความสว่างตั้งแต่ปี 1916 ถึง 1928:

หากเป็นไปได้ที่จะกำหนดค่าเฉลี่ยของวัฏจักรและสังเกตช่วงเวลาบางอย่างได้ ระบบจะเรียกค่าเหล่านั้น กึ่งปกติ, มิฉะนั้น - ผิด.

ตัวแปรปะทุ

ดาวแคระแปรผันซึ่งแสดงให้เห็นความแปรปรวนในรูปของแสงแฟลร์ซ้ำๆ ซึ่งอธิบายได้จากการปล่อยสสาร (การปะทุ) ประเภทต่างๆ เรียกว่า ปะทุตัวแปร. ดาวที่ปะทุอาจเป็นได้ทั้งอายุน้อยหรือแก่

ดาราหนุ่ม

เรียกว่าดาวฤกษ์ที่ยังไม่ผ่านกระบวนการอัดแรงโน้มถ่วง หนุ่มสาว. เช่น ราศีพฤษภ ดาวฤกษ์อายุน้อยได้แก่ดาวแคระสเปกตรัมคลาส F และ G ซึ่งมีเส้นการแผ่รังสีในสเปกตรัม ดาวอายุน้อยจำนวนมากสามารถพบได้ในเนบิวลานายพราน (ในกลุ่มดาวนายพราน) ซึ่งเป็นที่ซึ่งการก่อตัวดาวฤกษ์ที่กำลังก่อตัวอยู่ เป็นไปไม่ได้ที่จะสร้างรูปแบบการเปลี่ยนแปลงในดาวฤกษ์ดังกล่าว ความกว้างของการเปลี่ยนแปลงความสว่างสามารถเข้าถึง 3 เมตร

ความแปรปรวนที่วุ่นวายนี้อธิบายได้จากข้อเท็จจริงที่ว่ามีการสังเกตเนบิวลาสว่างขนาดเล็กรอบดาวฤกษ์อายุน้อย ซึ่งบ่งบอกถึงการมีอยู่ของเปลือกก๊าซที่กว้างขวาง

จัดสรรแยกกัน ดาวแฟลร์ประเภท UV Ceti. เหล่านี้เป็นดาวแคระสเปกตรัมประเภท K และ M มีลักษณะพิเศษคือความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วมากในระหว่างเกิดแสงแฟลร์ ภายในเวลาไม่ถึงหนึ่งนาที ฟลักซ์การแผ่รังสีสามารถเพิ่มขึ้นได้หลายครั้ง อย่างไรก็ตาม มีดาวลุกเป็นไฟกลุ่มใหญ่จำนวนหนึ่งซึ่งเปล่งแสงเป็นเวลานานเกินหลายนาที ในกระจุกดาวลูกไก่ ดาวทุกดวงอยู่ในกลุ่มดาวดังกล่าว

จนถึงขณะนี้ มีการค้นพบดาวแฟลร์ดาวฤกษ์เพียงประมาณ 80 ดวงที่มีความส่องสว่างต่ำและสามารถสังเกตพบได้ในระยะใกล้ๆ จากดวงอาทิตย์

โดยทั่วไปแล้วทุกสิ่งที่คุณจำเป็นต้องรู้และเข้าใจ ดาวแปรแสง. และตอนนี้เมื่อคุณพบชื่อหรือการกำหนดประเภทของดาวแปรแสงที่เข้าใจยาก คุณสามารถอ่านบทความนี้เพื่อดูว่าอะไรคืออะไร

ขอขอบคุณที่สละเวลาอ่านหัวข้อสำคัญนี้ หากคุณมีคำถาม อย่าลังเลที่จะเขียนความคิดเห็น เราจะร่วมกันค้นหาคำตอบ

คือดาวฤกษ์ที่กำลังก่อตัวหรืออยู่ในช่วงเริ่มต้นของวิวัฒนาการ ซึ่งรวมถึงดาวทีทอรีซึ่งมีความสว่างแปรผันไม่ปกติและมักถูกปกคลุมไปด้วยเมฆฝุ่นและก๊าซ

ตัวแปรฮับเบิล–แซนเดจ

ดาวฤกษ์มวลมากที่มีความส่องสว่างสูงโดยมีการแผ่รังสีไม่สม่ำเสมอ กลุ่มนี้รวมถึงดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างสูงสุดในกาแลคซีของเราและกาแลคซีใกล้เคียง อายุของดาวฤกษ์ดังกล่าวมีอายุเพียงไม่กี่ล้านปี และมีมวลตั้งแต่ 60 ถึง 200 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ในกาแล็กซีของเรา ดาวดังกล่าวคือ P Cygni และ ชม. Carinae สูญเสียมวลอย่างเข้มข้นในรูปของลมดาวฤกษ์

ตัวแปรเร้าใจ

ขยายและหดตัวเป็นระยะ และความแวววาวของมันเพิ่มขึ้นและลดลงไปพร้อมๆ กัน ในบรรดาตัวแปรที่เต้นเป็นจังหวะ ตัวแปรที่รู้จักกันดีที่สุดคือเซเฟอิดส์ ซึ่งตั้งชื่อตามดาวต้นแบบ งเซเฟอุส. การเปลี่ยนแปลงของสี ความส่องสว่าง และความเร็วในการเคลื่อนที่ของชั้นผิวของเซเฟอิดแบบคลาสสิกนั้นเกิดขึ้นในช่วงระยะเวลาหนึ่ง ยิ่งคาบนี้นานขึ้น ความส่องสว่างเฉลี่ยของดาวฤกษ์ก็จะยิ่งมากขึ้นเท่านั้น เนื่องจากความสว่างที่ปรากฏของดาวฤกษ์แปรผกผันกับกำลังสองของระยะทางถึงดาวฤกษ์นั้น ด้วยการวัดความสว่างและกำหนดความส่องสว่างของดาวเซเฟอิดตามคาบของมัน คุณจึงสามารถคำนวณระยะทางถึงดาวดวงนั้นได้ เซเฟอิดส์คลาสสิกมีมวลประมาณ 5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และมีอายุตั้งแต่หลายล้านถึง 100 ล้านปี

ประเภทดาวแปรแสงเร้าใจ ขเซเฟอุสอาจเปลี่ยนแปลงขนาดไม่มากเท่ากับรูปร่าง พวกมันอายุน้อยกว่าดวงอาทิตย์มาก

ดาวแปรแสงบางดวงมีอายุมาก โดยมีอายุถึง 15 พันล้านปี และมีมวลอยู่ระหว่าง 0.6 ถึง 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ตัวอย่างเช่น นี่คือตัวแปรประเภท RR Lyrae ที่มีคาบน้อยกว่าหนึ่งวันและมีความสว่างตั้งแต่ 50 ถึง 100 โซลาร์ นอกจากนี้ยังรวมถึงเซเฟอิดในประชากรเก่าของดาราจักร (ตัวแปรประเภทราศีกันย์ W) ที่พบในกระจุกดาวทรงกลมด้วย ช่วงเวลาของพวกมันเทียบได้กับช่วงเวลาของเซเฟอิดส์ดั้งเดิม แม้ว่าความสว่างของพวกมันจะอ่อนลงอย่างเห็นได้ชัดและมีพฤติกรรมแตกต่างออกไปเล็กน้อย ดาวประเภทนี้น่าจะเกี่ยวข้องกับกลุ่มนี้ ง Scuti ซึ่งมักเรียกกันว่า "เซเฟอิดส์คนแคระ" ซม. สตาร์ส

ตัวแปรที่เร้าใจกลุ่มที่สี่ประกอบด้วยดาวอายุมากที่มีเปลือกอันกว้างใหญ่ กลุ่มนี้รวมถึง Miras - ตัวแปรกึ่งปกติและระยะยาว เช่น Mira Ceti ดาวฤกษ์กึ่งปกติเป็นดาวยักษ์ใหญ่ที่มีมวลตั้งแต่ 8 ถึง 40 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ในขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการ พวกมันแสดงจังหวะที่ไม่สม่ำเสมอ ดังที่เห็นได้ในตัวอย่างของบีเทลจุสและแอนทาเรส คาบปกติของมิรัสอยู่ในช่วง 200 ถึง 450 วัน และความสว่างสูงถึง 10,000 แสงอาทิตย์ ช่วงมวลอยู่ระหว่าง 0.8 ถึง 3 แสงอาทิตย์ พลวัตของการเต้นเป็นจังหวะมีความซับซ้อนเนื่องจากการพัฒนาของคลื่นกระแทก มิรัสสร้างลำดับต่อเนื่องกันโดยมีตัวแปร OH/IR ในสเปกตรัมที่มองเห็นเส้นเปล่งแสงของไฮดรอกซิล (OH) และดาวฤกษ์เองก็เย็นมากจนเปล่งแสงออกมาในอินฟราเรด (IR) เป็นหลัก เหล่านี้เป็นดาวฤกษ์ที่กำลังจะตายซึ่งล้อมรอบด้วยเปลือกก๊าซและฝุ่นขนาดมหึมา

ตัวแปรคราส

ระบบที่รู้จักกันดีที่สุดซึ่งประกอบด้วยดาวแคระขาวและดาวข้างเคียงคือโนวาคลาสสิก โนวาแคระ และตัวแปรทางชีวภาพ ความแวววาวของความคลาสสิกใหม่อาจเพิ่มขึ้นเป็นล้านเท่าแล้วจางหายไปอย่างรวดเร็ว โนวาแคระเพิ่มความสว่างจาก 6 เป็น 200 เท่า และการอ่อนตัวลงจะเกิดขึ้นในช่วง 10 ถึงหลายร้อยวัน ดาวฤกษ์ชีวภาพคือระบบที่ประกอบด้วยดาวสีแดงเย็นหนึ่งดวงและดาวข้างเคียงร้อนขนาดเล็กของมัน โดยระบบทั้งหมดถูกปกคลุมไปด้วยเมฆก๊าซไอออไนซ์

ซูเปอร์โนวา

ดาวแปรแสงที่น่าทึ่งที่สุดถือเป็นซุปเปอร์โนวา ซึ่งในขณะที่ระเบิดจะสว่างกว่าทั้งกาแลคซี การระเบิดของซูเปอร์โนวาถูกพบเห็นได้ค่อนข้างเร็ว ๆ นี้ในดาราจักรของเรา: การระเบิดที่ทำให้เกิดเนบิวลาปูในปี 1054; ซูเปอร์โนวาไทโค (1572); ซูเปอร์โนวาของเคปเลอร์ (1604) สิ่งเหล่านี้เป็นการระเบิดที่ทรงพลังซึ่งทำลายดวงดาวเกือบทั้งหมด ซูเปอร์โนวามีสองประเภท ซูเปอร์โนวาประเภท 1 สังเกตได้ในระบบดาวที่ไม่มีดาวฤกษ์อายุน้อย (ในกาแลคซีทรงรี) และเมื่อถึงระดับความสว่างสูงสุดที่ 6H 10 9 เท่าดวงอาทิตย์ นี่อาจเป็นการระเบิดของดาวแคระขาว ซึ่งมีสสารในระบบดาวคู่สะสมมวลจากดาวฤกษ์ข้างเคียงจนกระทั่งมวลของดาวแคระเกินขีดจำกัดจันทรเศขา (1.44 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ซูเปอร์โนวาประเภท II ก่อตัวขึ้นระหว่างการระเบิดของดาวฤกษ์มวลมากอายุน้อย (มวล 15–30 เท่าของดวงอาทิตย์) และมีความสว่างถึงระดับ 4H 10 8 เท่าดวงอาทิตย์ ซูเปอร์โนวาทั้งสองประเภทสร้างองค์ประกอบทางเคมีที่หนักกว่าเหล็กในระหว่างการระเบิดและผลักพวกมันออกสู่อวกาศระหว่างดวงดาว การระเบิดเหล่านี้สามารถกระตุ้นการเกิดดาวฤกษ์รุ่นต่อไปได้ บางทีนี่อาจเป็นวิธีที่ระบบสุริยะถือกำเนิดขึ้นมา เรื่องระหว่างดวงดาว; ดาว; ระบบสุริยะ.

ตัวแปรสเปกตรัม

เหล่านี้เป็นดาวอายุน้อยซึ่งมีอุณหภูมิพื้นผิว 10,000–15,000 เคลวิน ความสว่างของพวกมันแปรผันเล็กน้อย แต่เมื่อดาวหมุนรอบ จะสังเกตเห็นการเปลี่ยนแปลงที่รุนแรงในสเปกตรัม ซึ่งบ่งชี้ว่าโลหะต่างๆ กระจุกตัวอยู่ในพื้นที่ต่างๆ ของพื้นผิว ดาวฤกษ์เหล่านี้มีสนามแม่เหล็กแปรผันที่ทรงพลัง (มากกว่า 30 กิโลกรัม) ซม. สตาร์ส

ดาวประเภทยูวีเซติ

เหล่านี้เป็นดาวแคระอายุน้อย (เช่นดวงอาทิตย์) ซึ่งมีแสงแฟลร์คล้ายกับดวงอาทิตย์ แต่มีพลังมากกว่า สนามแม่เหล็กแรงสูงมีอยู่ในพื้นที่เล็กๆ ของพื้นผิว ซม. ดวงอาทิตย์.

ดาวประเภท R ของมงกุฎเหนือ

เหล่านี้เป็นดาวฤกษ์เก่าแก่ที่อุดมไปด้วยคาร์บอน ความเรืองแสงที่สม่ำเสมอของพวกมันบางครั้งถูกขัดจังหวะด้วยความแวววาวที่อ่อนลงอย่างไม่คาดคิดหลายครั้ง แล้วจึงกลับคืนสู่สภาพเดิม มีแนวโน้มว่าเมฆเขม่าจะก่อตัวเป็นครั้งคราวในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ และดูดซับแสงของมันไว้ แล้วจึงสลายไป

ดาวแปรแสงเป็นหนึ่งในปรากฏการณ์ที่น่าพิศวงที่สุดในท้องฟ้า ซึ่งสามารถเข้าถึงได้ด้วยตาเปล่า นอกจากนี้ยังมีขอบเขตสำหรับกิจกรรมทางวิทยาศาสตร์ของนักดาราศาสตร์สมัครเล่นธรรมดาๆ และยังมีโอกาสที่จะค้นพบด้วยซ้ำ ปัจจุบันมีดาวแปรแสงอยู่มากมาย และการสังเกตดาวเหล่านั้นก็ค่อนข้างน่าสนใจ

ดาวแปรแสงคือดาวที่เปลี่ยนความสว่างซึ่งก็คือความสว่างเมื่อเวลาผ่านไป แน่นอนว่ากระบวนการนี้ใช้เวลาพอสมควรและไม่ได้เกิดขึ้นต่อหน้าต่อตาเราจริงๆ อย่างไรก็ตาม หากคุณสังเกตดาวฤกษ์ดังกล่าวเป็นระยะๆ การเปลี่ยนแปลงความสว่างจะมองเห็นได้ชัดเจน

สาเหตุของการเปลี่ยนแปลงความสว่างอาจแตกต่างกันและดาวแปรแสงทั้งหมดจะถูกแบ่งออกเป็นประเภทต่าง ๆ ซึ่งเราจะพิจารณาด้านล่าง

วิธีค้นพบดาวแปรแสง

เชื่อกันมาตลอดว่าความสว่างของดวงดาวเป็นสิ่งที่คงที่และไม่สั่นคลอน ตั้งแต่สมัยโบราณ แสงวาบหรือเพียงแค่ลักษณะของดาวฤกษ์นั้นถูกมองว่าเป็นสิ่งเหนือธรรมชาติ และเห็นได้ชัดว่ามีสัญญาณบางอย่างจากด้านบน ทั้งหมดนี้สามารถเห็นได้ง่ายจากข้อความในพระคัมภีร์เล่มเดียวกัน

อย่างไรก็ตาม หลายศตวรรษก่อนผู้คนรู้ว่าดาวบางดวงยังสามารถเปลี่ยนความสว่างได้ ตัวอย่างเช่น Beta Perseus ไม่ได้มีไว้สำหรับอะไรที่เรียกว่า El Ghul (ปัจจุบันเรียกว่า Algol) ซึ่งแปลว่าไม่มีอะไรมากไปกว่า "ดาวปีศาจ" ที่ได้ชื่อเช่นนั้นเพราะมีคุณสมบัติผิดปกติในการเปลี่ยนความสว่างในระยะเวลาน้อยกว่า 3 วันเล็กน้อย ดาวดวงนี้ถูกค้นพบเป็นตัวแปรในปี 1669 โดยนักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี Montanari และในตอนท้ายของศตวรรษที่ 18 John Goodrike นักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวอังกฤษได้ศึกษาดาวดวงนี้ และในปี 1784 เขาได้ค้นพบตัวแปรที่สองของประเภทเดียวกัน - β Lyrae

ในปี พ.ศ. 2436 เฮนเรียตตา เลวิตมาทำงานที่หอดูดาวฮาร์วาร์ด หน้าที่ของมันคือการวัดความสว่างและรายชื่อดาวบนแผ่นภาพถ่ายที่สะสมอยู่ที่หอดูดาวแห่งนี้ เป็นผลให้เฮนเรียตตาค้นพบดาวแปรแสงมากกว่าหนึ่งพันดวงใน 20 ปี เธอศึกษาดาวแปรแสงที่เร้าใจเป็นพิเศษ - เซเฟอิดส์ และได้ค้นพบที่สำคัญบางอย่าง โดยเฉพาะอย่างยิ่งเธอค้นพบการพึ่งพาความสว่างของยุคเซเฟอิดซึ่งทำให้สามารถกำหนดระยะห่างจากดาวฤกษ์ได้อย่างแม่นยำ

เฮนเรียตตา เลวิตต์.

หลังจากนั้น ด้วยการพัฒนาอย่างรวดเร็วของดาราศาสตร์ ตัวแปรใหม่หลายพันรายการจึงถูกค้นพบ

การจำแนกดาวแปรแสง

ดาวแปรแสงทุกดวงเปลี่ยนความสว่างด้วยเหตุผลหลายประการ ดังนั้นจึงมีการจำแนกประเภทตามเกณฑ์นี้ ในตอนแรกมันค่อนข้างง่าย แต่เมื่อข้อมูลสะสม มันก็ซับซ้อนมากขึ้นเรื่อยๆ

ปัจจุบัน ในการจำแนกดาวแปรแสง มีกลุ่มใหญ่หลายกลุ่มที่ได้รับการระบุ แต่ละกลุ่มประกอบด้วยกลุ่มย่อยที่รวมดาวฤกษ์ที่มีสาเหตุเดียวกันของความแปรปรวน มีกลุ่มย่อยจำนวนมาก ดังนั้นเรามาพิจารณากลุ่มหลักๆ กันสั้นๆ กันดีกว่า

คราสดาวแปรแสง

การคราสตัวแปรหรือเพียงแค่การคราสดาวแปรแสง เปลี่ยนความสว่างด้วยเหตุผลง่ายๆ ในความเป็นจริง พวกมันไม่ใช่ดาวดวงเดียว แต่เป็นระบบดาวคู่ และเป็นระบบที่ค่อนข้างใกล้เคียงกัน ระนาบของวงโคจรของพวกมันอยู่ในลักษณะที่ผู้สังเกตเห็นว่าดาวฤกษ์ดวงหนึ่งครอบคลุมอีกดวงหนึ่งอย่างไร - ราวกับว่าเกิดคราส

หากเราอยู่ห่างกันอีกหน่อย เราก็คงไม่ได้เห็นอะไรแบบนี้ อาจเป็นไปได้ว่ามีดาวฤกษ์ประเภทนี้อยู่มากมาย แต่เราไม่เห็นดาวเหล่านี้เป็นตัวแปรเพราะระนาบของวงโคจรไม่ตรงกับระนาบที่เรามองเห็น

นอกจากนี้ยังมีดาวแปรแสงสุริยุปราคาหลายประเภทที่รู้จัก ตัวอย่างที่มีชื่อเสียงที่สุดอย่างหนึ่งคือ Algol หรือ β Perseus ดาวดวงนี้ถูกค้นพบโดยนักคณิตศาสตร์ชาวอิตาลี มอนตานารี ในปี 1669 และคุณสมบัติของมันได้รับการศึกษาโดยจอห์น กูดไรค์ นักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวอังกฤษ เมื่อปลายศตวรรษที่ 18 ดาวฤกษ์ที่ก่อตัวระบบดาวคู่นี้ไม่สามารถมองเห็นทีละดวงได้ เนื่องจากตั้งอยู่ใกล้กันมากจนมีคาบการโคจรเพียง 2 วัน 20 ชั่วโมงเท่านั้น

หากคุณดูกราฟการเปลี่ยนแปลงความสว่างของ Algol คุณจะเห็นการลดลงเล็กน้อยตรงกลาง - ค่าต่ำสุดรอง ความจริงก็คือองค์ประกอบหนึ่งสว่างกว่า (และเล็กกว่า) และองค์ประกอบที่สองนั้นอ่อนกว่า (และมีขนาดใหญ่กว่า) เมื่อส่วนประกอบที่มีความสว่างปกคลุมส่วนที่สว่าง เราจะเห็นว่าความสว่างลดลงอย่างมาก และเมื่อส่วนประกอบที่สว่างปกคลุมส่วนที่สว่าง ความสว่างที่ลดลงจะไม่เด่นชัดมากนัก

ในปี ค.ศ. 1784 Goodreich ค้นพบตัวแปรคราสอีกตัวหนึ่งคือ β Lyrae ระยะเวลาของมันคือ 12 วัน 21 ชั่วโมง 56 นาที กราฟการเปลี่ยนแปลงความสว่างของตัวแปรนี้จะต่างจาก Algol ตรงที่นุ่มนวลกว่า ความจริงก็คือระบบคู่ที่นี่อยู่ใกล้มาก ดาวฤกษ์อยู่ใกล้กันมากจนมีรูปร่างเป็นวงรียาว ดังนั้นเราจึงเห็นไม่เพียงแต่สุริยุปราคาของส่วนประกอบเท่านั้น แต่ยังเปลี่ยนแปลงความสว่างเมื่อดาวฤกษ์ทรงรีหมุนกว้างหรือแคบอีกด้วย

กราฟการเปลี่ยนแปลงความสว่างของ β Lyrae

ป้องกัน. ด้วยเหตุนี้การเปลี่ยนแปลงของความมันวาวจึงนุ่มนวลขึ้นที่นี่

ตัวแปรสุริยุปราคาทั่วไปอีกประการหนึ่งคือ W Ursa Major ซึ่งค้นพบในปี 1903 ที่นี่กราฟแสดงค่าต่ำสุดรองซึ่งมีความลึกเกือบเท่ากันกับกราฟหลัก และกราฟเองก็มีความเรียบเหมือน β Lyrae ความจริงก็คือที่นี่ส่วนประกอบต่างๆ มีขนาดเกือบเท่ากัน ยาวและอยู่ใกล้กันมากจนพื้นผิวแทบจะสัมผัสกัน

มีดาวแปรแสงสุริยุปราคาประเภทอื่นๆ อีก แต่พบได้น้อยกว่า รวมถึงดาวฤกษ์ทรงรีซึ่งเมื่อหมุนรอบตัวให้หันเข้าหาเราทั้งในด้านกว้างหรือด้านแคบ ซึ่งเป็นสาเหตุที่ความสว่างของดาวเปลี่ยนไป

ดาวแปรแสงที่เร้าใจ

ดาวแปรแสงที่สั่นเป็นจังหวะเป็นวัตถุประเภทนี้จำนวนมาก การเปลี่ยนแปลงความสว่างเกิดขึ้นเนื่องจากการเปลี่ยนแปลงปริมาตรของดาวฤกษ์ โดยอาจขยายหรือหดตัวอีกครั้ง สิ่งนี้เกิดขึ้นเนื่องจากความไม่มั่นคงของความสมดุลระหว่างแรงหลัก - แรงโน้มถ่วงและแรงกดดันภายใน

ด้วยการเต้นเป็นจังหวะดังกล่าว โฟโตสเฟียร์ของดาวฤกษ์จะเพิ่มขึ้น และพื้นที่พื้นผิวเปล่งแสงจะเพิ่มขึ้น ในขณะเดียวกัน อุณหภูมิพื้นผิวและสีของดาวฤกษ์ก็เปลี่ยนไป ความเงางามก็เปลี่ยนไปตามไปด้วย ตัวแปรที่สั่นเป็นจังหวะบางประเภทเปลี่ยนความสว่างเป็นระยะ และบางประเภทไม่มีความเสถียรเลย เรียกว่าไม่สม่ำเสมอ

ดาวดวงแรกที่เต้นเป็นจังหวะคือ Mira Ceti ซึ่งค้นพบในปี 1596 เมื่อความแวววาวถึงขีดสุดก็สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าอย่างชัดเจน อย่างน้อยที่สุด คุณจะต้องมีกล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์ที่ดี ระยะเวลาความสว่างของมิราคือ 331.6 วัน และดาวฤกษ์ที่คล้ายกันนี้เรียกว่าดาวประเภทมิรัสหรือโอเซติ ซึ่งเป็นที่รู้จักหลายพันดวง

ตัวแปรการเต้นเป็นจังหวะที่รู้จักกันดีอีกประเภทหนึ่งคือเซเฟอิด ซึ่งตั้งชื่อตามดาวประเภทนี้ Ϭ เซเฟอิ เหล่านี้เป็นยักษ์ที่มีระยะเวลาตั้งแต่ 1.5 ถึง 50 วันหรือบางครั้งก็มากกว่านั้น แม้แต่ดาวเหนือก็ยังเป็นของกลุ่มเซเฟอิดส์ด้วยระยะเวลาเกือบ 4 วัน และมีความสว่างผันผวนระหว่าง 2.50 ถึง 2.64 ดาว ปริมาณ เซเฟอิดส์ยังถูกแบ่งออกเป็นประเภทย่อย และการสังเกตของพวกมันมีบทบาทสำคัญในการพัฒนาดาราศาสตร์โดยทั่วไป

ตัวแปรที่เร้าใจของประเภท RR Lyrae นั้นมีลักษณะเฉพาะคือการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างรวดเร็ว - ระยะเวลาน้อยกว่าหนึ่งวันและความผันผวนโดยเฉลี่ยถึงหนึ่งขนาดซึ่งทำให้ง่ายต่อการสังเกตด้วยสายตา ตัวแปรประเภทนี้ยังแบ่งออกเป็น 3 กลุ่ม ขึ้นอยู่กับความไม่สมมาตรของแผนภาพแสง

ช่วงเวลาที่สั้นกว่าในเซเฟอิดส์แคระก็เป็นตัวแปรที่เต้นเป็นจังหวะอีกประเภทหนึ่ง ตัวอย่างเช่น CY Aquarius มีคาบ 88 นาที และ SX Phoenix มีคาบ 79 นาที กราฟแสงของพวกมันคล้ายกับกราฟของเซเฟอิดทั่วไป พวกเขามีความสนใจอย่างมากในการสังเกต

มีดาวแปรแสงแบบเร้าใจอื่นๆ อีกหลายประเภท แม้ว่าจะไม่ธรรมดาหรือสะดวกนักสำหรับการสังเกตแบบสมัครเล่นก็ตาม ตัวอย่างเช่น ดาวประเภท RV Tauri มีคาบตั้งแต่ 30 ถึง 150 วัน และกราฟแสงมีการเบี่ยงเบนไปบ้าง ซึ่งเป็นเหตุผลว่าทำไมดาวประเภทนี้จึงจัดอยู่ในประเภทกึ่งปกติ

ดาวแปรแสงที่ไม่สม่ำเสมอ

ดาวแปรแสงที่ไม่สม่ำเสมอยังถูกจัดประเภทเป็นดาวฤกษ์ที่กระเพื่อมด้วย แต่นี่เป็นดาวประเภทใหญ่ที่มีวัตถุมากมาย การเปลี่ยนแปลงความสว่างมีความซับซ้อนมากและมักไม่สามารถคาดเดาล่วงหน้าได้

อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์ที่ไม่ปกติบางดวงสามารถตรวจพบคาบได้ในระยะยาว ตัวอย่างเช่น เมื่อสังเกตดูเป็นเวลาหลายปี เราจะสังเกตได้ว่าความผันผวนที่ไม่ปกตินั้นรวมกันเป็นเส้นโค้งเฉลี่ยที่แน่นอนที่ซ้ำรอยเดิม ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ดังกล่าว ได้แก่ Betelgeuse - α Orionis ซึ่งพื้นผิวถูกปกคลุมไปด้วยแสงและจุดมืด ซึ่งอธิบายความผันผวนของความสว่าง

ดาวแปรแสงที่ไม่สม่ำเสมอยังไม่ได้รับการศึกษาอย่างเพียงพอและเป็นที่สนใจอย่างมาก ยังมีการค้นพบอีกมากมายที่ต้องทำในสาขานี้

วิธีสังเกตดาวแปรแสง

หากต้องการสังเกตการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวฤกษ์ จะใช้วิธีการต่างๆ สิ่งที่เข้าถึงได้มากที่สุดคือการมองเห็น เมื่อผู้สังเกตเปรียบเทียบความสว่างของดาวแปรผันกับความสว่างของดาวข้างเคียง จากนั้น จากการเปรียบเทียบ ความสว่างของตัวแปรจะถูกคำนวณ และเมื่อข้อมูลนี้สะสม กราฟจะถูกสร้างขึ้นเพื่อให้มองเห็นความผันผวนของความสว่างได้อย่างชัดเจน แม้จะดูเรียบง่าย แต่การกำหนดความสว่างด้วยตาก็สามารถทำได้ค่อนข้างแม่นยำ และประสบการณ์ดังกล่าวก็เกิดขึ้นได้ค่อนข้างรวดเร็ว

มีหลายวิธีในการกำหนดความสว่างของดาวแปรแสงด้วยสายตา วิธีที่พบบ่อยที่สุดคือวิธี Argelander และวิธี Neyland-Blazhko มีอย่างอื่นอีกมากมาย แต่สิ่งเหล่านี้ค่อนข้างง่ายต่อการเรียนรู้และให้ความแม่นยำที่สมเหตุสมผล เราจะพูดถึงรายละเอียดเพิ่มเติมในบทความแยกต่างหาก

ข้อดีของวิธีการมองเห็น:

ไม่ต้องใช้อุปกรณ์ อาจจำเป็นต้องใช้กล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์เพื่อสังเกตดาวจาง ๆ ดาวที่มีความสว่างอย่างน้อย 5-6 ดวง ปริมาณสามารถสังเกตได้ด้วยตาเปล่าก็มีมากมายเช่นกัน
ในกระบวนการสังเกตมี "การสื่อสาร" ที่แท้จริงกับท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาว ให้ความรู้สึกเป็นหนึ่งเดียวกับธรรมชาติ นอกจากนี้ยังเป็นงานทางวิทยาศาสตร์ที่ค่อนข้างสร้างความพึงพอใจ

อย่างไรก็ตาม ข้อเสียได้แก่ ความแม่นยำที่ไม่เหมาะ ซึ่งทำให้เกิดข้อผิดพลาดในการสังเกตแต่ละรายการ

อีกวิธีหนึ่งในการประเมินความสว่างของดาวฤกษ์ก็คือการใช้อุปกรณ์ โดยทั่วไปแล้ว ภาพถ่ายของดาวแปรแสงที่มีสภาพแวดล้อมรอบๆ จะถูกถ่าย จากนั้นจึงสามารถกำหนดความสว่างของดาวแปรแสงได้อย่างแม่นยำจากภาพถ่าย

คุ้มไหมที่นักดาราศาสตร์สมัครเล่นจะสังเกตดาวแปรแสง? คุ้มแน่นอน! ท้ายที่สุดแล้ว สิ่งเหล่านี้ไม่ได้เป็นเพียงวัตถุที่ง่ายและเข้าถึงได้มากที่สุดในการศึกษาเท่านั้น ข้อสังเกตเหล่านี้มีคุณค่าทางวิทยาศาสตร์ด้วย นักดาราศาสตร์มืออาชีพไม่สามารถครอบคลุมดาวฤกษ์จำนวนมากเช่นนี้ได้ด้วยการสังเกตการณ์เป็นประจำ แต่สำหรับมือสมัครเล่นยังมีโอกาสที่จะมีส่วนร่วมในวิทยาศาสตร์และกรณีดังกล่าวก็เกิดขึ้น